Mn. Francesc Nicolau: CONEIXEMENT DEL COSMOS AL MOMENT PRESENT. ÚLTIMES OBSERVACIONS FETES I PROBLEMES PLANTEJATS (I)

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.