Índex 1

De l’astrologia a l’astronomia ................................................................................... 1

2

Del pensament aristotèlic al copernicà ..................................................................... 2

3

Les galàxies de l’Univers ............................................................................................ 3

4

El sistema solar .......................................................................................................... 4

5

L’evolució d’una estrella ........................................................................................... 4

6

Teoria del Big Bang .................................................................................................... 6

1 De l’astrologia a l’astronomia L’observació dels planetes i de l’Univers en general ha ocupat bona part de la vida de molts estudiosos que han combinat diferents branques de la ciència. A poc a poc, els científics i observadors han donat forma a les teories que expliquen l’origen de l’Univers, el moviment dels planetes, l’esfericitat de la Terra, etc., segons els coneixements i els instruments que han tingut a l’abast a cada època. Des del punt de vista dels antics, semblava clar que la Terra era enmig d’un escenari on el Sol i la Lluna presidien una lenta dansa d’estrelles i planetes tan bella com incomprensible. En aquesta interpretació, el paper de les estrelles —aquelles petites espurnes— era més modest: se suposava que formaven part d’unes constel·lacions que, per segons qui, dibuixaven figures familiars, com lleons, caçadors o crancs, i influïen en les collites, en el curs de les guerres o en la salut de les persones. Els nostres primers avantpassats veien gairebé el mateix cel que nosaltres i, sens dubte, tractaven d’esbrinar el perquè dels moviments de les estrelles, dels planetes i de la Lluna. Unes vegades les creences, i d’altres, el sentit comú, van anar creant faules que es transmetien de generació en generació. Així va nàixer l’astrologia. Durant molt de temps, l’astrologia —encara que basada en interpretacions falses— va ser una de les principals branques del saber, fins al punt que no hi havia cap rei sense un bon astròleg en nòmina. L’astròleg era, en el món antic, la persona a qui preguntar, aquell que coneixia les respostes. Aquests avantpassats creien que el cel es movia al voltant de la Terra, la qual semblava ocupar el centre de l’Univers. I atès que aquests moviments s’efectuaven de manera regular, la posició i els moviments dels astres s’usaven com a rellotges i calendaris astronòmics, i donaven referències de localització que encara avui utilitzen els navegants, alhora que ajudaven a construir les bases de la física i de les matemàtiques. Així van néixer els signes del zodíac: imatges construïdes sobre el cel nocturn per les estrelles i per la imaginació dels observadors (un bou, una balança, un escorpí, etc.), que apareixien sempre en el mateix lloc del cel, i en la mateixa època de l’any. Aquestes observacions eren molt útils, ja que permetien decidir, per exemple, quan sembrar els camps o en quin moment baixar el ramat de les muntanyes. El zodíac servia també per assenyalar esdeveniments com el naixement d’una criatura, la fi d’una guerra o l’esclat d’un volcà. Fins i tot es va arribar a creure que la posició de les estrelles al cel provocava algun tipus d’acció oculta sobre la naturalesa i sobre la vida de les persones. Encara avui dia hi ha gent que està convençuda que el seu destí és marcat pels astres.

1

L’astronomia moderna mostra que les constel·lacions només són figures que les estrelles semblen projectar sobre un fons negre. En realitat, les estrelles d’una mateixa constel·lació no tenen cap relació entre elles, es troben molt separades entre elles i, per descomptat, tan allunyades de la Terra que res no ens en pot arribar, excepte la llum. Van ser els grecs i els àrabs qui van donar nom a la majoria de les quaranta-vuit constel·lacions que veiem al cel de la Mediterrània. Óssa Major, Orió, Perseu o Taure són algunes de les vuitanta-vuit que hi ha, si es compten les de l’hemisferi sud. També van voler donar nom a totes les estrelles: Cassiopea, Vega, Sirius, Aldebaran, Plèiades, Mizar, Betelgeuse o Alfa Centaure en són algunes; però, a ull nu, al llarg de l’any se’n poden veure més de 5000. Aviat es va veure que anomenar totes les estrelles és impossible: el telescopi revela que n’hi ha bilions. No hi ha, per tant, prou paraules en totes les llengües del món per anomenar tants estels. Avui dia, l’Univers s’estudia amb grans telescopis i amb instruments instal·lats a les naus espacials. Només molt recentment, els astrònoms han descobert que la realitat és molt més sorprenent del que pensaven els nostres avantpassats. Ningú no va imaginar en l’antiguitat que moltes d’aquelles diminutes estrelles eren molt més grans que el Sol, o que estaven situades a distàncies inconcebibles. I menys encara, que el nostre planeta només és un cos minúscul que es mou al voltant d’una modesta estrella situada a la perifèria de la galàxia de la Via Làctia. La idea de la immensitat de l’Univers ha estat, sens dubte, una de les aportacions més importants de la ciència moderna.

2 Del pensament aristotèlic al copernicà En temps primitius es creia que la Terra era plana i immòbil i al seu voltant giraven el Sol i els planetes: era la teoria geocèntrica. Posteriorment, es va formular la teoria heliocèntrica, segons la qual el Sol era el centre de l’Univers. Més tard, ja al s. XX, la teoria excèntrica va ser la que va revelar que el Sol no era el centre de l’Univers, sinó només del nostre Sistema Solar. Una de les primeres referències escrites que tenim de la concepció de l’Univers és d’Aristòtil, filòsof del s. IV aC, el qual a l’obra anomenada De Caelo (Sobre el cel), donava arguments a favor d’una Terra esfèrica i no plana, com es pensava fins aleshores. Creia que la matèria era contínua, és a dir, que era possible dividir-la infinitament en trossos cada cop més petits, i concebia que el cel era format per esferes concèntriques d’èter i la Terra restava immòbil enmig de l’Univers. En canvi, Demòcrit, a la mateixa època, creia que la matèria era formada per diversos tipus d’àtoms i afirmava que les òrbites dels planetes no eren circulars sinó el·líptiques. També va ser el primer que es va adonar que el que ara coneixem com la Via Làctia són estrelles molt distants i va suposar que a l’Univers hi havia molts móns habitats. 2

Avui dia, ens és difícil d’imaginar que algú sigui capaç d’entendre tant d’astronomia i astrologia —matèries que anaven molt lligades en aquells temps—, com de matemàtiques, però a través de la història tenim exemples, com Eratòstenes, Hiparc de Nicea o Ptolomeu, tots tres matemàtics, astrònoms i geògrafs que van formar part de la mítica Biblioteca d’Alexandria. Eratòstenes va ser el primer a mesurar la circumferència de la Terra, i la va calcular en uns 40 000 quilòmetres de longitud —una mesura gairebé exacta–. A Hiparc de Nicea li devem el primer càlcul de la distància entre la Terra i la Lluna pel mètode de la triangulació, els conceptes de longitud i latitud i la precessió dels equinoccis, entre d’altres. Ptolomeu va ser el primer que va dir que el Sol girava al voltant de la Terra, és a dir, va defensar la teoria geocèntrica d’acord amb la idea aristotèlica; uns anys abans, Aristarc de Samos (al s. II aC) havia proposat la teoria heliocèntrica, però no va ser fins al segle XVI quan Copèrnic 1 la va tornar a proposar i la rescatà de l’oblit. Un segle més tard, Galileu, ajudat pel telescopi que s’acabava d’inventar (1609) i per les lleis de Kepler sobre el moviment planetari, li donà l’aval definitiu que es mantindria fins al principi del s. XX.

3 Les galàxies de l’Univers El 1609 s’inventà el telescopi i s’aconseguí una visió més precisa del Sistema Solar. Kepler promulgà les seves lleis i Copèrnic establí el model heliocèntric, segons el qual el Sol és el centre de l’Univers i tota la resta gira al seu voltant. Harlow Shapley va ser el primer en postular la teoria excèntrica, segons la qual el Sol no era al centre de l’Univers, contràriament al que s’havia cregut fins aleshores. Més tard, Hubble, científic canadenc, va descobrir moltes més galàxies a part de la nostra Via Làctia, i va comprovar l’enorme distància entre elles. Curiosament, va observar que les galàxies s’allunyaven les unes de les altres perquè emeten longituds d’ona pròximes al roig, és a dir, va comprovar l’efecte Doppler de l’Univers. L’efecte Doppler es la clau de la cosmologia. El podem observar quan les ones, ja siguin sonores o lluminoses, es mouen. Un emissor d’ones fix emet el so o la llum de manera concèntrica. Si aquest emissor d’ones esta en moviment, les ones concèntriques també es desplacen. Així, si detectem moviment d’ones concèntriques, podem deduir que el cos emissor d’ones esta en moviment, encara que no el veiem o no el sentim.

1

Recordeu que teniu un document més complet a http://matrix.merype.net/moodle/

3

4 El sistema solar2 L’agost de 2006 els astrònoms de la Unió Astronòmica Internacional (UAI) reunits a Praga van determinar que el nostre Sistema Solar agrupa vuit planetes més tres planetes nans. Les definicions aprovades en aquesta reunió van ser les següents: Un planeta és un cos celeste que orbita entorn al Sol i que té suficient massa com perquè la seva força de gravetat li permeti arribar a un equilibri hidrostàtic, de manera que presenti una forma pràcticament esfèrica. A més, el camp gravitatori d’aquest cos ha de ser suficientment intens com per «netejar» les regions properes dins la seva òrbita. Un planeta nan és un cos celeste que es troba en òrbita entorn al Sol i que té massa suficient com perquè la seva gravetat li faci adquirir forma esfèrica, però no compta amb un camp gravitatori que li permeti netejar les regions veïnes. En aquest cas cal fer referència que un planeta nan no pot ser satèl·lit d’un altre cos. Tota la resta d’objectes que no siguin planetes, planetes nans o satèl·lits es consideren cossos menors del sistema solar. Amb aquesta classificació el nostre Sistema Solar tindria vuit planetes (Mercuri, Venus, la Terra, Mart, Júpiter, Saturn, Urà i Neptú); diversos planetes nans (Ceres, Plutó, Caronte, Sedna...), molts d’ells encara per descobrir; i, finalment, milers de cossos menors. Plutó, que sempre havia estat un planeta, és ara un cos transneptunià que no trigarà a rebre algun nom particular.

5 L’evolució d’una estrella Les estrelles estan formades majoritàriament per dos elements: l’hidrogen, H, i l’heli, He, els àtoms dels quals són els més petits i senzills. De fet, es pensa que a l’inici de l’Univers tota la matèria era hidrogen i que els altres elements es van formar posteriorment dins de les estrelles. L’energia de les estrelles es genera mitjançant reaccions de fusió nuclear. En fusionarse nuclis d’hidrogen, se’n formen altres d’heli. En una estrella, l’energia produïda cada segon per aquest procés equival a l’explosió de milions de bombes d’hidrogen. Aquestes reaccions generen una temperatura d’uns 40 000 000 °C. Les estrelles –i els planetes que els acompanyen– es formen en núvols de gas interestel·lar. Quan aquest núvols són prou grans, es comencen a contraure a causa de l’atracció gravitatòria i s’escalfen fins a assolir una temperatura suficientment gran perquè s’iniciïn les reaccions de fusió d’àtoms d’hidrogen. Aleshores s’allibera una

2

Recordeu que teniu un document més extens a http://matrix.merype.net/moodle/

4

enorme quantitat d’energia, l’antic núvol de gas s’expandeix, comença a brillar i es converteix en una estrella. La durada d’una estrella i la manera com acaba depenen de la seva massa inicial. La major part d’estrelles tenen una massa semblant a la del Sol i es calcula que poden fusionar hidrogen durant uns 10 000 milions d’anys. El Sol ha estat brillant durant la meitat d’aquest temps. Arriba un moment en què el nucli de l’estrella es queda sense hidrogen; llavors comença a fusionar hidrogen de les capes externes i, com a conseqüència d’això, s’infla, augmenta la seva lluminositat i, d’aquesta manera, es converteix en una estrella gegant vermella. Al final d’aquesta fase fusiona heli i forma carboni i oxigen. Això allarga una mica la “vida” de l’estrella, però com que l’heli també s’esgota, l’estrella es va apagant i contraient fins que es converteix en una estrella nana blanca. Les estrelles més grans (les que tenen una massa de nou o deu vegades més gran que la de Sol) “viuen” molt menys temps –només uns 2 o 3 milions d’anys–, perquè la seva temperatura és més elevada i fusionen hidrogen més ràpidament. A més, aquestes estrelles formen per fusió nuclear elements més pesants, com ara ferro, or o urani. En el moment en què es queden sense combustible, les estrelles gegants esclaten en una enorme explosió, anomenada supernova (com la de 9000 bombes de neutrons, on s’assoleixen temperatures d’uns 600 milions de graus Kelvin). Durant uns quants mesos brillen com milions d’estrelles normals, expulsen a l’espai bona part de la seva matèria (que pot acabar formant part de núvols de gasos interestel·lars, que podran generar noves estrelles que podran contenir elements pesants) i, en apagar-se, es contrau i s’acaba convertint en una estrella de neutrons, que és extraordinàriament densa (1 cm3 tindria una massa d’un milió de tones) que, quan gira sobre sí mateixa, emet impulsos de radiació i, en conseqüència, s’anomena púlsar. Un d’aquests púlsars es troba a la nebulosa del Cranc, restes actuals de la supernova que va aparéixer l’any 1054 dC, a la constel·lació del Taure, i que va ser visible –permetia llegir, fins i tot– durant un any, de dia i de nit. Finalment, si la massa estel·lar és molt gran, unes 30 vegades més gran que el nostre Sol, segueix una evolució similar a l’anterior, però el final és molt diferent. Després de la supernova, el cos estel·lar es contrau fins que tota la massa es concentra en un objecte extraordinàriament dens i petit, on la gravetat és tan intensa que res, ni tan sols la llum, no pot escapar de la seva superfície, ens trobem davant un forat negre. Quan la matèria hi cau, s’accelera i s’escalfa fins que emet raigs X. Un d’aquests forats es troba a prop de la constel·lació del Cigne, és l’anomenada font Cigne X-1.

5

6 Teoria del Big Bang El Big Bang ("Gran Explosió") és el model cosmològic de l'Univers que considera que aquest s'ha expandit fins al seu estat actual a partir d'una condició primigènia en la que existien unes condicions d'una infinita densitat i temperatura. Aquesta paraula que designa el principi de la dilatació i l'expansió de l'Univers, comparada abusivament amb una explosió, fou proposada per primera vegada, de forma bastant desdenyosa, pel físic anglès Fred Hoyle en un programa de ràdio de la BBC, The Nature of Things («La natura de les coses»), el text del qual fou publicat el 1950. Hoyle no explicava la teoria, sinó que se'n reia del concepte, car ell en proposava un altre, avui abandonat, la teoria de l'estat estacionari, segons el qual l'Univers no hauria conegut una etapa densa i calenta. Malgrat el menyspreu original, aquesta expressió ha perdut la seva connotació pejorativa i irònica i ha esdevingut un nom científic i vulgaritzat de l'època en què va aparèixer l'Univers que coneixem. És un model dins de la teoria de la relativitat general d’Einstein que descriu el desenvolupament de l'Univers primerenc. També es parla de Big Bang en un sentit més concret, per descriure la bola de foc gegant que va esclatar, en una explosió gegantina, a l'inici de la història del nostre espai–temps. Per tant, el terme "Big Bang" s'utilitza tant per referir-se específicament al moment en què es va iniciar l'expansió observable de l'Univers, quantificada en la llei de Hubble, com en un sentit més general per referir-se al paradigma cosmològic que explica l'origen i l'evolució del mateix Univers. El suport teòric per al Big Bang prové d'uns models matemàtics, l'anomenada mètrica FLRW 3 o models de Friedmann, que mostren que un fenomen com el Big Bang és coherent amb la teoria general de la relativitat i amb el principi cosmològic 4, que manifesta que les propietats de l'Univers haurien de ser independents de la posició o de l'orientació. Les proves observades que confirmen la teoria inclouen l'anàlisi de l'espectre de llum de les galàxies, que mostren un desplaçament cap a longituds d'ona més llargues –cap al vermell– en proporció a la distància de cada galàxia i en una relació descrita per la llei de Hubble. Si aquestes proves s'afegeixen a la que es desprèn del principi de Copèrnic, que considera que observadors situats a qualsevol lloc de l'Univers poden fer observacions similars, permet afirmar que l'espai s'està expandint. Una altra prova encara més 3

La mètrica o model Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) és una mètrica solució de les equacions de camp d'Einstein que descriu un Univers homogeni, isòtrop i en expansió o contracció. El seu nom deriva dels científics Alexander Friedmann, Georges Lemaître, Howard Percy Robertson i Arthur Geoffrey Walker. 4 El principi cosmològic és la suposició segons la qual no ens trobem en cap punt privilegiat de l'Univers i que qualsevol observador de l'univers té una visió aproximadament igual a la nostra. Suposa que l'espai és homogeni a gran escala i isòtrop.

6

important prové del descobriment, l'any 1964, de la radiació còsmica de fons o fons còsmic de microones. La radiació còsmica de fons (també anomenada fons còsmic de microones o CMB, de l'anglès Cosmic microwave background)) és una radiació residual isòtropa procedent del període del desacoblament, quan l'Univers tenia només 400.000 anys. Es correspon amb una radiació de cos negre amb un pic a una temperatura de 2,725 kelvin i a una freqüència de 160,2 GHz (longitud d'ona 1,9 mm), en el rang de les microones:

Espectre del fons còsmic en el Pol Nord galàctic, obtingut mitjançant el satèl·lit COBE. (NASA). La seva existència va ser predita pels cosmòlegs George Gamow, Ralph Alpher i Robert Hermann el 1948, com una conseqüència del Big Bang. Gamow, Alpher i Hermann van calcular que tenia una temperatura d'uns 5 kelvin, però llavors la tecnologia de detecció de microones no estava gaire avançada i no hi va haver gaire interès per part dels astrònoms per intentar detectar-la. No va ser fins al 1965 quan Arno Penzias i Robert Wilson van observar una radiació de fons de l'esmentada temperatura, descobriment que els va valer el Premi Nobel de Física el 1978. Actualment, la majoria de cosmòlegs consideren la radiació còsmica de fons la millor evidència del Big Bang. A principis dels anys 90, el satèl·lit COBE de la NASA va aportar noves dades sobre la radiació còsmica de fons creant un mapa de microones de l'Univers primitiu. 7

Actualment, el satèl·lit WMAP, també de la NASA, continua la tasca del seu predecessor amb mesures molt més precises.

Imatge de WMAP de la distribució de la radiació còsmica de fons, al 2003. (NASA). Es pot observar la gran uniformitat del CMB i que també aquesta radiació no és del tot uniforme. Aquest fenomen s'havia pronosticat com una relíquia del procés en el que el plasma ionitzat calent de l'Univers primigeni es refredava de manera suficient per formar hidrogen neutre i fer possible que l'espai fos transparent a la llum, i aquesta descoberta ha afavorit que entre els físics s'accepti de manera general que el Big Bang és el millor model per explicar l'origen i l'evolució de l'Univers. Altres dades que també en donen suport provenen de la proporció relativa d'elements químics lleugers existents a l'Univers; la sorprenent coincidència entre els valors predits i les abundàncies d'aquests elements inferides a partir de les observacions es pot considerar un complert èxit de la teoria de la nucleosíntesi del Big Bang. La teoria del Big Bang es desenvolupa a partir de les observacions en l'estructura de l'Univers i a partir dels avenços teòrics. El 1912 el nord-americà Vesto Slipher va mesurar el primer efecte Doppler d'una "nebulosa espiral", i aviat van descobrir que gairebé totes les nebuloses espirals s'allunyaven de la terra. No s'adonaren que aquestes suposades nebuloses eren en realitat galàxies espirals més allunyades de la Via Làctia. Ni tampoc entenien les implicacions cosmològiques d'aquella observació, ja que en aquella època existia una controvèrsia important sobre si aquelles nebuloses eren "universos illa" més llunyans que la Via Làctia.

8

A la primera meitat del segle XX, la teoria de la relativitat d'Albert Einstein no admetia solucions estàtiques que era un resultat que el propi Einstein va considerar erroni, corregint-lo amb l'addició de la constant cosmològica. Va ser el 1922 quan el cosmòleg i matemàtic rus Alexander Friedmann va obtenir les equacions de Friedmann aplicant formalment la relativitat a la cosmologia sense utilitzar la constant cosmològica. Les seves equacions descriuen l'univers FriedmanLemaître-Robertson-Walker que pot expandir-se i contreure's. El 1924, Edwin Hubble calcula la gran distància que hi havia entre la nebulosa espiral més propera que mostrava que aquests sistemes eren, en efecte, galàxies independents. Sabem que quan un objecte en moviment emet ones, la freqüència que ens arriba d’ell varia d’acord amb la velocitat a la qual es mou (aquest fenomen s’anomena efecte Doppler):

ν' = ν

v ± vR v  vF

ν ' : freqüència captada pel receptor; ν : freqüència emesa per la font; v: velocitat de l’ona; vR: velocitat del receptor; vF: velocitat de la font. Quan el receptor s’acosta a la font s’agafa el signe de dalt del numerador, en cas contrari el de baix. Aquest fenomen va ser utilitzat per determinar el moviment relatiu de les altres galàxies respecte de la nostra. La primera sorpresa va ser descobrir que totes les galàxies s’allunyen. La segona va arribar l’any 1929, quan es va comparar la distància que ens separa de diferents galàxies amb la seva velocitat respecte de nosaltres. Quan es van representar gràficament aquestes dades, van quedar alineades: com més lluny es trobava una galàxia, més ràpidament s’allunyava de nosaltres. Això va demostrar que l’Univers s’està expandint. Matemàticament: 𝑣 = 𝐻 · 𝐷; on:

𝑣 és la velocitat de recessió, en km/s, deguda a l’expansió de l’Univers 𝐷 és la distància actual a la galàxia, en Mpc 𝐻 és la constant o el paràmetre de Hubble

D’altra banda, la llei de Hubble és molt similar, formalment, a aquesta equació de la velocitat de recessió, però és diferent: 9

𝑐 és la velocitat de la llum

𝑐 · 𝑧 = 𝐻0 · 𝐷; on:

𝑧 és el desplaçament cap al vermell, adimensional: 𝑧=

𝜆𝑜𝑏𝑠𝑒𝑟𝑣𝑎𝑑𝑎 − 𝜆𝑒𝑚𝑒𝑠𝑎 𝜈𝑒𝑚𝑒𝑠𝑎 − 𝜈𝑜𝑏𝑠𝑒𝑟𝑣𝑎𝑑𝑎 = 𝜆𝑒𝑚𝑒𝑠𝑎 𝜈𝑜𝑏𝑠𝑒𝑟𝑣𝑎𝑑𝑎

𝐷 és la distància actual a la galàxia, en Mpc

𝐻0 és la constant o el paràmetre de Hubble, al moment de l’observació

Representació gràfica de la velocitat a què s’allunyen de nosaltres diferents galàxies (velocitat de recessió de les galàxies) en funció de la seva distància. 1 Mpc (un megaparsec) = 106 pc (1 milió de parsecs 5)

1 𝑈𝐴 = 1,495 978 706 91 · 1011 m; 1 pc ≈ 3.09 · 1016 m ≈ 3.26 any − llum

El paràmetre de Hubble, 𝑯𝟎 − 𝒗𝒂𝒍𝒐𝒓 𝒆𝒔𝒕𝒊𝒎𝒂𝒕 𝒂𝒍 𝟐𝟎𝟎𝟔: 𝟕𝟎 (+𝟐. 𝟒, −𝟑. 𝟐)((𝒌𝒎⁄𝒔)/ 𝑴𝒑𝒄), està relacionat amb l’edat de l’Univers.

Com que l’Univers s’està expandint, si retrocedíssim en el temps trobaríem les galàxies cada vegada més juntes, fins que arribaríem al moment en què tota la matèria de l’Univers estaria concentrada en un sol punt. Aquest seria el moment en què es va

5

El parsec (abreviat pc) és una unitat de longitud usada en astronomia. Significa "paral·laxi d'un arc de segon". Es basa en el mètode de la paral·laxi trigonomètrica, el mètode més antic i estàndard de determinar les distàncies estel·lars. L'angle que tendeix una estrella al radi mig de l'òrbita terrestre (al voltant del Sol) s'anomena paral·laxi. El parsec es defineix com la distància de la Terra a un estel que té una paral·laxi d'1 segon d'arc. Alternativament, el parsec és la distància a la que 2 objectes, separats per 1 unitat astronòmica, semblen estar separats per un angle d'1 segon d'arc.

10

originar l’Univers, en una gran explosió coneguda amb el nom de Big Bang. Les darreres estimacions (any 2006) situen el Big Bang uns 14000 milions d’anys enrere.

D'acord a la teoria del Big Bang, l'Univers fou originat per una singularitat d'infinita densitat. L'espai s'ha anat expandint al llarg del temps i els objectes s'han anat situant cada cop més lluny els uns dels altres. Segons la teoria de la relativitat, l’expansió hauria de ser frenada per l’atracció de la força gravitatòria. Durant uns quants anys, es va intentar determinar si l’Univers tenia prou matèria per aturar l’expansió i tornar-se a col·lapsar o bé si s’expandiria indefinidament. Inesperadament, l’observació de galàxies molt llunyanes va revelar el 1998 que l’expansió de l’Univers s’estava accelerant. Això s’explicaria per la presència d’una misteriosa energia fosca. A més a més, la mesura dels efectes gravitatoris de la matèria fosca ha permès quantificar-la aproximadament. Amb tot plegat, mesures i teories que van encaixant, apareix una nova imatge de l’Univers. La matèria normal, la constituïda per àtoms, no deixa de ser fortament minoritària (4 %), mentre que l’energia fosca –que es comporta com una mena d’antigravetat i que ocasiona l’actual acceleració de l’expansió de l’Univers– ocupa un 74 % i la matèria fosca –que, a diferència dels àtoms, no emet ni absorbeix llum i que només es detecta pel seus efectes gravitatoris–, un 22 %.

11