Primer
cicle de cinc conferències sobre el tema “Coneixement del cosmos al moment
present. Últimes observacions fetes i problemes plantejats”, pronunciades per
Mn. Francesc Nicolau els dies 21 i 28 d’octubre, i 4, 11 i 18 de novembre de
2014 a la Sala Sant Jordi del Seminari Conciliar de Barcelona.
1a Conferència: Cosmologies
ideades per explicar l’origen del cosmos
Aquesta conferència es
recordatòria i complement del ja explicat en passats cicles. La ciència actual
està molt interessada en tot allò que fa referència al cosmos. Hawking, a la
seva “Història del temps”, va dir que l’objectiu final de la ciència era
proporcionar una teoria que expliqui tot l’Univers; per a altres solament
caldria estudiar l’origen del cosmos i no la seva evolució. Déu hauria decidit
la seva evolución d’una manera regular.
Cap el 1930 es va suscitar
un moviment a l’entorn de l’origen del cosmos. El 1927 G. Lemaître, professor
de Lovaina, exposa la teoria de l’àtom primitiu, informe, el qual s’hauria
expansionat fins donar lloc a l’Univers, tal i com el coneixem.
El 1929 E. Hubble publica el
resultat de les seves observacions sobre galàxies llunyanes, en principi
considerades nebuloses llunyanes però que són en realitat enormes masses
d’estrelles molt llunyanes S’allunyen de nosaltres a una velocitat proporcional
a la distància respecte nostre (effecte Doppler), i totes uniformement. Aquest
fet estaria del tot d’acord amb la teoria de Lemaître: el cosmos pot haver-se
originat a partir de l’expansió d’un “àtom primitiu” original. Eddington,
mestre de Lemaître, després d’aquestes observacions de Hubble, va publicar
l’article que el mateix Lemaître li hauria enviat i havia guardat al fons d’un
calaix. Si es treia la constant lambda a la fòrmula d’Einstein, resultava que
l’Univers s’expansiona (o que pot contraure’s). El 1933 Einstein acaba per
adherir-se a aquesta teoria.
El 1948 Georges Gamow va
poder determinar que els àtoms es formen a partir d’altres partícules més
senzilles. Amb R. Alpher i H. Bethe,
publica l’article “The Chemical Elements” explicant com, segons dita teoria, es
podien haver format els elements químics. Bondi i Gold, digueren que
l’Univers és essencialment de la mateixa substància al llarg del temps; la seva
densitat seria constant per la matèria que hi va sorgint.
Fred Hoyle també pensa
d’aquesta manera i el 1950 publica “The Nature of Universe” per replicar que no
cal postular un origen temporal del cosmos: n’hi ha prou que es vagi creant
nova matèria a mida que s’expansiona i així es conserva la densitat còsmica
(“Teoria de l’estat estacionari” o “Steady State”). I anomena despectivamente
“Big Bang” la teoria de Lemaître-Gamow. La matèria s’aniria formant i l’Univers
seria “intel·ligent”, sense admetre una intervenció divina. Rebrà resposta de
Gamow el 1952 amb “The Creation of Universe” i la rèplica dels astrofísics:
violació del principi de conservació de matèria i energia, no s’entén un espai
creador, no es té en compte la llei de l’entropia (la qual és certa), i encara
més: les radiofonts llunyanes i els quàsars mostren que no hi ha hagut
uniformitat en el temps.
Les radiofonts, a mesura que
augmenta la seva llunyania, emeten més radiació. Martin Ryle posa aquesta
objecció el 1953. El 1966, la troballa dels quàsars (semblen estrelles molt
energètiques, però que en realitat tenen una altra natura), considerats a més
de 2.000 milions d’anys llum de nosaltres, demostrarien que fa molt de temps
l’Univers era molt més energètic. Els estacionaris posaren en evidència que
aquella expansió correspondria una edat màxima de 3.000 milions d’anys, quan la
Terra te una antiguitat de 4.600 milions d’anys. Penzias i Wilson descobriren unes
ones residuals de temperatures properes al 0 absolut i que provindrien de tot
el cosmos. Uns anys abans, l’astrònom Dicke hava intuït que, després de
l’expansió de l’Univers, va quedar una radiació propera al 0 absolut i ara
veiem que és la detectada per Penzias i Wilson.
Baade va exposar cap el 1952
que les distàncies calculades a partir de veritables cefèides s’havia de
multiplicar per 2,3, ja que no s’havia tingut en compte la pols interestelar i
la intergalàctica que travessa la llum. Així doncs, l’edat de l’Univers hauria
de ser de més de 6.000 milions d’anys; ara s’ha precisat més: és de 13.700 milions
d’anys, cosa que resoldria l’objecció dels estacionaris.
Però es presentà l’objecció
que la radiació propera als 0º no hauria de ser exactament contra l’expansió de
l’Univers també es proposà la teoria de la fatiga de llum que deia que la llum
es conservaria amb la distància, osia, causaria la seva degradació (i faria que
es tornés vermella); el bosó fi faria que es corregués cap al vermell.
Finalment, aquesta teoria s’abandonà, perquè no tenia base.
Jayant Narlikar modificà la
del estat estacionari. Hawking no creu del tot en el Big bang i opina que no hi
ha hagut cap singularitat inicial, al estar l’espai i el temps englobats en una
quarta dimensió.
S’han creat nous models
alternatius al del Big Bang. El model oscil·latori
(Lipschitz) creu que l’Univers es contrauria i després s’expansionaria infinitament. L’oscil·lació en el buit (E.
Tryon), segons la qual l’Univers hauria aparegut del no-res i apareixer positiu
i negatiu. El multivers (H. Everet), segonsel qual l’Univers seria una casualitat
dintre de la varietat d’universos existents. Però cap d’aquests models es
demostra. La radiació del fons còsmic de Penzias i Wilson del 1964, i estudiada
en la seva oscil·lació per G. Smoot el 1992 (amb variacions de milionèsimes de
grau) i altres detalls, mostren que la teoría del Big bang gaudeix ara de bona
salut.
2a Conferència: Aportacions
a la ciència cosmològica fetes per astrònoms actuals
Hi ha hagut principalment
quatre telescopis posats en òrbita que han proporcionat nous coneixements, i cinc
proyectes que ara es troben en marxa i en proporcionaran molts més.
El telescopi “Hubble” fou
posat en òrbita el 24-IV-90. Era un projecte comú de la NASA i ESA. Ha costat
un total de 7.000 milions de dòlars (3.000 milions per posar-lo en òrbita). La
seva resolución és d’una dècima de segon de grau d’arc; veu un cabell a 1,5 km de distància. Ha
estat operatiu fins al 2012.
Ha detectat planetes extrasolars; ha fotografiat el xoc
amb Júpiter del cometa Shoemaker-Levy; ha tret imatges d’estrelles moribundes
(que han servit per demostrar diferents hipòtesis) i del naixement d’altres; ha
mostrat amb detall l’halo de la galàxia d’Andròmeda; ha donat a conèixer que al
cor de les galàxies hi ha un forat negre supermassiu, ha detectat explosions de
supernoves i ha vist galàxies molt llunyanes que han mostrat que l’expansió del
cosmos s’accelera.
El “Kepler” de la NASA fou
llançat el juny del 2009 i va estar operatiu fins al maig de 2014. La missió de
detectar planetes extrasolars (a una de cada tres estrelles) i s’ha vist
coronada amb l’èxit de trobar-ne més de 700, a l’entorn de 305 estrelles (el 95% més
petits que Neptú), però cap d’ells amb les característiques de la Terra. Això
ha fet dir als astrònoms que a la nostra Galàxia hi deuen haver uns 17.000
milions de planetes, ja que sembla que bona part de les estrelles tenen el seu
sistema planetari. Aquest telescopi és d’una gran sensibilitat, pel minvar la
lluminositat de l’estrella (de dècimes de milionèsima) en passar per davant seu
el planeta, però només detecta els que estàn al pla de l’eclíptica. Va fer
2.740 milions d’observacions.
El “Herschel” de l’ESA,
llançat el maig del 2009 i operatiu fins l’abril de 2013 amb instruments per captar
infrarrojos i “veure” així estrelles febles i galàxies llunyanes; té set metres
de llarg i pesa 3,5 tones. Ha detectat que les estrelles es formen més aviat
del que es pensava.
El “Planck”, també de l’ESA,
llançat juntament amb l’anterior amb un radiotelescopi finíssim, per a detectar
ones llargues amb els seus cinquanta-dos detectors. Ha investigat el fons
còsmic. “Herschel” i “Planck” estan en els punts de Lagrange corresponents al
nostre planeta, per la qual cosa no giren al voltant de la Terra, sinó al
voltant del Sol.
El projecte LOFAR
I els cinc proyectes són:
El LOFAR. connexió de 44
antenes de 48 estacions per obrar conjuntament, per observar el mateix punt i
així aconseguir un radiotelescopio potent i veure entre altres coses les
emissions de l’hidrogen format al començamet
de l’Univers.
L’IceCUBE, detector de
neutrinos a l’Antàrtida. Els neutrinos són molt difícils de captar (amb una
explosió de supernova travessen la Terra, deixant rastre en els detectors que
tenien només a tres o quatre nuclis atòmics. Tres-cents especialistas de 40
universitats mundials al 2005 van convenir fer un estudi segons el qual al
gruix de glaç de l’Antàrtida va fer-s’hi una instal·lació captadora de
neutrins, amb 86 pous de 60 cm
de diàmetre i 2.540 m
de profunditat; un cop fets es van posar mòduls òptics, es va llençar aigua
calenta, la qual es va glaçar immediatament, car es trobaven a temperatures
entre -30º i -40º sota zero, a 3.000
m d’altitud. Actualmen, encara no tenim resultats, però
la cosa va endavant.
L’ALMA, a Atacama, a 5.000 m d’altitud, són 66
antenes conjuntades que equivalen a un radiotelescopi de 16 km de diàmetre, per tal de
buscar información d’altres ones emeses pels astres. Porten gastats mil milions
de dòlars. S’ha inaugurat el 2013.
El GAIA, satèl·lit de l’ESA,
llançat el 20-XII-13 per fer un mapa del cel en cinc anys.
El “COPÈRNIC”, consistent en
una sèrie de satèl·lits que observaran detalladament l’entorn del nostre
planeta per obtenir informació útil sobre el nostre ambient).
El TESS, és un projecte que
substituirà el “Kepler” el 2017.
3a Conferència: Troballes
recents sobre la constitució de les estrelles i de la matèria en general
A finals del segle XVI,
Tycho Brahe va veure una estrella nova al cel. Les estrelles evolucionen, però què
passa amb la seva energia? Si evolucionen es desprèn que són una matèria que
dóna una energia, es manté durant molt de temps però igual. Helmoltz pensava
que la seva energia provenia de la contracción de la seva matèria: per tant el
Sol hauria d’haver estat a nivell de l’òrbita de la Terra per durar uns 25 milions
d’anys (quan sabem actualmente que té 4.500 milions d’anys). Fins que no es
descobrí l’energia nuclear no es conegué la causa de la seva energia. El 80% de
l’estrella és hidrogen que es fusiona en heli. Hi ha estrelles més grosses que
el Sol i altres de més petites. Segons la seva vida es pot conèixer el seu
origen i la seva fi.
Una estrella en el seu
origen prové d’un núvol còsmic del Big bang o del núvol originat després de la
destrucció d’una estrella preexistent. La vida de les estrelles “ordinàries” ja
sabem que pot tenir només un d’aquests tres finals: forat negre (si es de massa
superior a 3,5 sols), estrella neutrònica (massa entre 3,5 i 1,4 sols) o nana
blanca (massa inferior a 1,4 sols), segon com hagi estat la seva contracció.
La novetat està en els
forats negres. El diagrama de Hertsprung-Rusell, situa a abscisses la
temperatura de l’estrella i a ordenades la seva lluminositat. Cada estrella
segons ambdues variables ocuparà un lloc fix del diagrama durant la seva vida.
Al segle XVIII, Michell intuí l’existència dels forats negres i Laplace, el
1796, suposà que la llum, formada per partícules, amb un pes, no podrien
escapar de la gravetat d’aquells astres. De totes maneres també cal dir que es
va trigar a admetre l’existència real dels “forats negres” previstos per
aquelles teories, i més que durant molts anys es cregué que la llum era
exclusivamente una ona. El moviment d’un cos proper a un forat negres seria de
tipus rotatiu, cosa que també ho produiria una estrella neutrònica.
Així, no és fins al 1965 que
es tingué per segura la seva existència pel que es veié que passava a
l’estrella Cygnus X-1. I després seguiran altres comprovacions. Hawking va
enunciar el forat negre com un punt de densitat infinita (aplicant la teoria de
la relativitat); però fa poc, aquest mateix autor el descriu com una esfera
imaginària sense existència real: l’estrella no arribaria a col·lapsar-se del
tot. Piñol y López-Aylagas van dir que no hi hauria horitzó de succesos i seria
aparent (“clots grisos”). El 1970 es començà a dir que hi havia d’haver un
forat negre molt massiu al cor de les galàxies, cosa que també es veié
comprovada el 1990. Al nucli de la galàxia d’Andròmeda hi havia un forat negre
de 80 millions de vegades la massa del Sol.
També a la nostra galàxia
s’ha vist que n’hi ha un altre, de 1,5 milions de vegades la massa del Sol.
Totes les galàxies espirals tenen un forat negre i les el·líptiques sembla que
també. S’ha dit que vindrien de l’aglormeració de moltes estrelles. Una galàxia
a 13 milions d’anys llum té una edat molt jove i no hi hauria hagut temps
d’acumular-se aquestes i, per tant, el forat negre seria preexistent. Encara hi
ha molts interrogants sobre la seva formació.
Però ara ja tenim astres que
no quadren amb l’esquema general que ens havém fet. Ens hem trobat amb la
multitud de les estrelles nanes roges i els planetes solitaris, com també
estrelles monstruosamente grans que no sabem com han pogut formar-se, com una
del núvol de Magallaes (una 265 vegades la massa del Sol) i una altra com 10
milions de sols que formarà una supernova grandiosa amb una vida curta d’un
milió d’anys. Cal, doncs, replantejar la formació de les estrelles. Les nanes
marrons no arribarien a ser estrelles, però emeten ones de ràdio més llargues i
més intenses a l’infrarroig; i, sembla ser, que n’hi ha moltíssimes.
El WMAP
La realitat de la matèria
obscura és una altra troballa recent. El WMAP va determinar que el cosmos té
72% d’energia obscura, 23% de matèria obscura i només un 5% de matèria ordinària
(4,6% àtoms i 0,4% fotons). Es possible que al nostre sistema solar hi hagi
també matèria obscura.
Pel que fa a les partícules,
segons al teoria ha d’haver-n’hi una que ha participat en la formación
d’altres, anomenada “partícula de Higgs”, que va tenir els astrofísics en
suspens fins que el juliol del 2012 es va “veure” a l’accelerador del CERN. La
partícula de Higgs vindria a estructurar les partícules del Cosmos. El buit no
seria el no-res, ja que l’espai on sembla que hi ha buit, hi hauria les partícules
de Higgs.
I finalment, un altre
interrogant de la física era l’existència de les ones gravitacionals previstes
per Einstein, però molt difícils de detectar. S’ha pogut assegurar la seva
existència el 1974 per R.H. Heise i J.H. Taylor en l’estudi del púlsar PSR
1913+16. Es tracta d’un conjunt de dos astres girant vertiginosamente un entorn
de l’altre que van perdent energia per causa d’emetre ones gravitatòries. I ja
s’ha trobat un altre grup binari que fa el mateix. I, a més, fins i tot sembla
bastant segura la detección del resultat d’haver-se produït ones gravitatòries
al moment del Big bang.
4a Conferència: El nostre
sistema solar es va coneixent millor
Els planetes i satèl·lits no
són els únics astres que graviten entorn del Sol, sinó que també s’hi han
d’incloure els asteroides i els cometes. Una bona part dels cossos que formen
els nostre sistema solar s’han anat coneixent millor gràcies a les missions
espacials i a les sondes que s’hi han anat enviant a l’espai.
Els asteroides són un
conjunt de petits planetes esfèrics i de roques irregulars, els més coneguts
dels quals es troben situats entre Mart i Júpiter tot formant un veritable
cinturó. Un cometa, però, no és més que una bola de gel bruta, i els cometes
també formen un cinturó situat als confins del sitema solar, a uns tres anys
llum de distància. Quan algun d’aquests cossos es desvia de la seva òrbita,
“cau” cap al Sol, i això pot convertir-lo en un meteorit, mot que significa
“pedra caiguda del cel”. Només quan els cometes “cauen” i s’acosten al Sol és
quan desenvolupen la seva característica cua en evaporar-se el gel del que
estan formats.
Lavoisier ja va rebre
notícia de la caiguda d’un meteorit, però no en va fer cas perquè no s’ho va
creure, i no va ser fins al 1803 quan Ernst Chladni va comprovar de primera mà
la caiguda d’un d’ells a l’Aigle (França). Aquest fet, que sembla tan
extraordinari, és en realitat més freqüent que no ens pensem ja que cauen cada
any uns 3 o 4 meteorits amb un pes superior a mitja tona. Afortunadament la
majoria cauen a l’oceà o s’esmicolen amb el xoc de l’atmosfera, però alguns
arriben a tocar terra i això pot provocar danys importants si ho fan prop d’una
zona poblada com és el cas del que va caure prop de la ciutat russa de Chelyabinsk,
el febrer del 2013, el qual va ocasionar més d’un miler de ferits malgrat que
fou un meteorit relativament petit. Es pensa que les grans extincions del
Permià (finals de l’Era Primària) i del Cretaci superior (finals de l’Era
Secundària) foren causats per per la caiguda d’un gran meteorit.
Bòlid de Chelyabinsk
Un fet que es va fer molt
cèlebre fou el que va succeir el 30 de juny de 1908 a la regió russa de
Tunguska, on una fortíssima explosió va arrassar 2.000 km² de bosc. Aquesta explosió també va ser
detectada per tots els sismògrafs del món i va provocar un hivern més llarg del
normal a l’hemisferi nord, però mai no es va trobar ni el cràter d’impacte ni
restes de cap meteorit, la qual cosa va fer pensar que es va tractar de
l’explosió a l’aire d’un cometa.
L’estudi d’aquestes boles de
gel és important per a determinar com era la primera matèria que originà el Sol
i el seu entorn actual, per això fa 10 anys es va enviar a l’espai la sonda Rosetta a l’encontre del cometa 67/P (la
lletra P significa que és un cometa periòdic perquè té una òrbita el·líptica),
de fet aquest encontre està previst per d’aquí a no gaire.
La sonda Rosetta
El programa Apollo va ser un projecte espacial dels
EEUU, dut a terme entre els anys 1960 i 1970 del passat segle, que no sols va
posar el primer home sobre la Lluna (Apollo
XI) sinó que també va servir per a explorar el nostre satèl·lit natural
recollint mostres i deixant aparells com un sismògraf, uns panells reflectors
per a calcular la distància Terra-Lluna amb més precisió i també un detector
del vent solar. Les darreres investigacions han evidenciat la presència d’aigua
a l’interior d’alguns cràters situats en un dels seus pols i això és
interessant de cara a futures estades a la Lluna.
Missió Apollo XI
Gràcies a la sonda Stereo (que en realitat en són dues) es
va coneixent millor el nostre Sol, sobretot l’origen de les seves “taques” i de
les seves tempestes, fenomens íntimament relacionats i que sembla ser que són
deguts al canvi, cada 11 anys, de la polaritat del seu magnetisme. Estudiar les
tempestes solars és molt important perquè aquestes, si són molt violentes,
poden arribar a perjudicar les telecomunicacions i, fins i tot, modificar el
pròpi magnetisme de la Terra, durant un temps.
L’observació del planeta
Mercuri des de la Terra és complicat degut al fet que aquest planeta és molt
petit i està massa a prop del Sol, per això l’any 1973 es va enviar la sonda Mariner 10, la qual va descobrir que la
superfície de Mercuri és molt semblant a la de la Lluna, encara que els seus
cràters no són tan profunds i hi ha menys planures o “mars”. També es va
descobrir que la seva densitat és molt semblant a la de la Terra i que el seu
magnetisme, malgrat que és molt dèbil, és més intens que del que es pensava.
La sonda Curiosity és l’actual encarregada de
donar-nos informació sobre Mart, el planeta vermell, el qual, sembla ser, que
va tenir aigua ja que hi ha roques argiloses amb rastres d’erosió, per això es
pensa que hi va poder albergar-hi vida en un moment de la seva història.
5ª
Conferència: La nau espacial Rosetta. Què es pot dir avui dia de la
constitución de les galàxies?
L’interès
aquests darrers dies de l’arribada de la Rosetta al cometa 67P del que en
sabem, motiva que aquesta conferència parli sobre d’aquest fet. La resta es tractarà
més amplament al següent cicle de conferències del primer semestre de 2015.
La
premsa se n’ha fet molt de ressò. La primera cosa que cal dir és que fa 10 anys
i set mesos que sortia publicada la notícia a “Catalunya Cristiana” (2 de març
de 2004) d’un coet que llançà a l’espai una nau, la Rosetta, amb una sonda en
direcció al cometa 67P i que hi arribaria el 2014; que seu cost va ser de 1.300
milions d’euros, dels quals Espanya ha participat en un 6%, cosa que ha
representat a cada espanyol uns 10 cèntims d’euro a l’any. La nau espacial
Rosetta és de 32 m
de llargària amb els panells solars oberts i un pes de 3 tones. Abans
d’arribar-hi, ha descrit diferents òrbites per aprofitar la força gravitatòria
fins passar també prop de Júpiter.
Un
cometa és una massa sòlida formada als confins del sistema solar i que descriu
una òrbita molt allunyada entorn del Sol. Quan un d’ells passa al voltant
d’aquest astre, se li forma una cua de vapor d’aigua al seu darrere. La durada
de l’òrbita del cometa 67P és de 200 anys (el Halley cada 76 anys). Té 11 km de llargada x 4 km d’amplada. La seva
composició caldria definir-la com una bola de neu bruta: aigua glaçada amb
pols. En passar prop del Sol, s’anirà evaporant i aquest vapor formarà la seva
cua, la qual pot ser de grans dimensions i fins que augmenti el diàmetre si
afegim l’efecte d’aquest vapor que embolcallarà la seva superfície. El Halley
quan es va veure al segle XVII va causar impressió, però actualment ja s’ha
reduït molt degut a l’esmicolament produït per l’evaporació. Finalment,
quedaran com a pols i les restes d’un que van entrar a l’atmosfera terrestre se
les anomenar “llàgrimes de Sant Llorenç”, com es el cas d’un antic cometa que
es va desfer fa uns milers d’anys. La velocitat del 67P és de 55.000 km/h.
Quan
Rosetta va arribar al 67P, se li va fer despendre un mòdul anomenat “Phylae”
per aterrar al cap de set hores a la superfície del cometa. El primer dia va
semblar que havia arribat bé. Però com que la gravetat del cometa és molt
dèbil, va rebotar a la superfície i no va tornar a tocar amb el cometa fins al
cap de 1 hora i cinquanta minuts; com no se li obriren uns arpons que portava
per fixar-se, després tornà a rebotar durant 10-12 minuts, però amb la mala
fortuna de caure finalment a un lloc ombrívol, on no rep la llum del Sol i no
pot obtenir electricitat amb els seus panells. Les bateries de la sonda
funcionaren durant 57 hores i després s’esgotaren. És admirable la capacitat de
càlcul dels cientítics que han fet arribar-hi la Rosetta a entre 400 i 500
milions de km lluny de la Terra. Un senyal de radi hi triga 28 minuts en
arribar. Per ara se sap que durant el temps que va funcionar, va obtenri dades
de la seva superfície i caldrà examinar-les per defuir-ne la seva composició.
De
les aglomeracions d’estrelles anomenades galàxies, que hi ha més enllà de la
nostra Via Làctia i que E. Hubble començà a estudiar a la dècada 1920-1930, ara
en sabem moltes coses. Abans solament hi havia “la Galàxia” (la nostra) i una
sèrie de nebuloses extra-galàctiques.
Fou
Hubble qui les interpretà com a altres galàxies. Segons la forma, es dividiren
en el·líptiques (E) i espirals (S), i aquestes darreres en normals i barrades.
Però ara s’hi han afegit altres tipus. A més de les irregulars hi ha les de
tipus D, les de Dumbell (fusionades o
caníbals), les de tipus N (les quals no es veuen diferents de les el·líptiques
normals, però que els radiotelescopis mostren nuclis intensament emissors), les
de Zwicky (amb radiació molt intensa), els quàsars i els blàzars (actualment
estudiant-se). Les espirals poden tenir al centre esfèric diferents braços (Sa,
Sb, Sc) o allargat (SBa, SBb i SBc), com una barra. I seran a, b o c, segons
que els braços siguin molt allargats (c) o poc (a) o un terme mitjà (b). La
resta de galàxies serien les irregulars, totes més petites, les quals “no
quadren” amb les primeres. També
s’ha vist que s’agrupen en cúmuls. Un bon exemple és el nostre grup local.
Això
ens pot dir alguna cosa de la seva formació. Després de diverses hipòtesis s’ha
arribat a la conclusió que la forma que ara té cada galàxia es deu a les
condicions inicials (quantitat de matèria i velocitat angular de rotació), ja
que les més llunyanes presenten la mateixa varietat de tipus que les properes ,
que són més velles, amb només l’excepció dels quàsars, si bé en general són més
actives, cosa normal per ser més joves.
S’ha
vist ja com a cosa segura que totes les galàxies tenen un forat negre en el seu
nucli. La primera constatació el 1990, gràcies al satèl·lit “Granat”. Ara sabem
que el de la nostra Galàxia és d’una massa de 2,5 milions de sols.
Les
galàxies s’agrupen en cúmuls. La nostra està en un grup d’unes vint, de les
quals la principal és Andròmeda. Hi ha cúmuls amb milers de galàxies. L’expansió
de l’Univers es detecta tenint en compte aquests cúmuls. El 1962 es va
descibrir una estrella amb una llum anormal, encara que intensa. En analitzar
aquesta llum, resultaven espectres estranys, amb les ratlles de l’hidrogen
corregudes d’un 16 a
un 26% de la seva posició normal, la qual cosa evidenciava que s’allunyaven a
una gran velocitat de nosaltres. Eren el quàsars, galàxies en formació
enormement energètica i una edat compresa entre 2.000 i 3.000 milions d’anys.
Actualment, ja no se’n formen. Es creu també avui dia que els diferents tipus
de galàxies no són resultat d’evolucionar unes cap a la forma de les altres,
sinó que ja es formaren del tipus que ara són, malgrat que les llunyanes siguin
més energètiques
Un
problema no resolt és: què van ser primer, les galàxies o els forats negres? És
més probable que hagin estat els forats negres, però això planteja un altre
interrogant: com es formaren nuclis de tanta matèria condensada tan aviat, poc
després del Big bang?
El
coneixement que ara es té de les galàxies remotes es vol incrementar amb el
programa ALHAMBRA que consisteix en resseguir vuit zones del cel des de Calar
Alto (Almería), amb dues càmeres d’alta resolución, Laica i Omega 2000, amb 20
filtres, analitzant la llum emesa per un milió de galàxies. El que s’ha
obtingut fins ara és conforme amb el que s’esperava: les llunyanes són, en
general, galàxies més petites, abunden les irregulars i amb poquíssims elements
metàl·lics, com es preveia.
