L’any 2008 vaig assistir a un congrés a Cambridge (Massachusetts, EUA), amb el títol Radio Galaxies in the Chandra Era. La idea principal era posar en comú observacions i teoria per discutir sobre la física de les galàxies actives amb dolls relativistes, en un moment en què l’observatori de raigs X Chandra (en homenatge a l’astrofísic indi Subrahmanyan Chandrasekhar) de la NASA escrutava l’Univers des de la seua òrbita terrestre.

En aquell congrés, les persones que aportaven un pòster havien de presentar-lo amb un haiku (poema breu d’origen japonès). Recorde el Dr. John Wardle, senyor britànic, alt i prim, recitar el seu: ‘Quasars seen at redshift 4. Such big black holes’. L’escric de memòria i potser em balla alguna paraula del primer vers; la bona qüestió és que amb dues frases curtes, l'home va fer palès un problema que ja era conegut, però del que aportava noves evidències. Encara no està resolt.

Quin problema? El que diu el segon vers del haiku: Quan l’Univers tenia poc més de mil milions d’anys d’edat, ja n'hi havia forats negres súper-massius. Recordem que el corriment al roig indica la distància a què es troba una galàxia. El redshift ens diu quin moment de la història de l’Univers estem observant, atés el temps que cal perquè la llum ens arribe.

En una entrada anterior hem parlat del mecanisme que genera grans quantitats d’energia en els quàsars requereix d’un forat negre massiu. Molt massiu. Tenim evidència observacional de la presència d’aquestes bèsties quan l’Univers encara era jove, però, com es van formar? I com van arribar a assolir aquestes masses tan ràpidament? Fins i tot tenim el cas d’un possible quàsar a redshift 7.6 (quan l’Univers tenia menys de 700 milions d’anys)!

Els forats negres es formen quan una estrella de certa massa (major de 8 vegades la massa del Sol) arriba al final de la seua combustió nuclear i, en no poder generar energia, no pot compensar la gravetat de la seua pròpia massa de cap manera, col·lapsant i foradant el teixit de l’espai-temps. Depenent de la massa inicial de l’estrella, el forat negre resultant pot tindre una massa d’unes 10-20 vegades la massa del Sol... en el cas de les estrelles actuals.

Sabem que les primeres estrelles que es van formar a l’Univers eren bastant més massives, i podien generar forats negres també més massius. A més, com més massiva és una estrella, més ràpid crema el seu combustible nuclear, i més curta és la seua vida. Però, quines masses tenien aquests forats negres que es podrien haver format en acabar el primer cicle de població estel·lar la seua existència? I quan va passar això?

Si us n’adoneu, cada vegada que fem un pas sorgeixen noves preguntes, fins i tot si encara no hem resolt la pregunta inicial. Benvingudes, benvinguts al meravellós món de la ciència, un seguit d’emocions i frustracions de preguntes sense resposta o amb respostes parcials. A més, som ben conscients que algunes de les preguntes no trobaran resposta aviat, si més no al llarg de les nostres vides. Cal assumir-ho amb certa calma.

Tornem al fil, que el perdrem. La formació d’aquestes primeres estrelles massives podria haver ocorregut després de potser un centenar o dos de milions d’anys de l’Univers. La seua vida transcorreria ràpidament i es convertirien en forats negres en pocs milions d’anys (al voltant d’un milió d'anys, de fet). Per tant, després de cent o dos-cents milions d’anys, podríem trobar ja els primers forats negres amb masses respectables en l’Univers. I això quant és? Desenes de masses del Sol, potser cent masses solars? Certament no més d'això. Per tant, a una diferència enorme de les masses dels forats negres súper-massius que estan al nucli d’aquells quàsars que ja observem en l'Univers primerenc, pocs centenars de milions d'anys des del Big Bang. Cerquem respostes.

Molts experts pensen que l’acreció de matèria sobre aquests forats negres no és una opció, perquè no és possible en la quantitat i el ritme que caldria. La negativa es basa en el fet que sabem quins són els ritmes i durada típics de l'acreció de material en galàxies actives més properes. Tanmateix, simulacions recents apunten a circumstàncies particulars que ho farien possible. O potser alguns núvols de gas amb masses molt més grans van col·lapsar directament sense que durant el col·lapse n’hi haguera opció a generació d’energia suficient per a aturar-lo. Aquesta opció, però, tampoc no sembla factible per a masses tan grans com les que caldrien.

La coalescència de forats negres també requereix moltes col·lisions, amb un temps excessiu de caiguda. Compte, excepte si les estrelles estaven molt properes unes a altres, formant un eixam o cúmul. En l'Univers observable veiem cúmuls amb cent-mil o un milió d'estrelles. Potser podrien haver-se format centenars o milers de forats negres a partir d’estrelles properes unes a altres, i van acabar col·lidint en temps suficientment curts?

De moment, més dubtes que respostes. Els nous observatoris, ja en funcionament (per exemple, el James Webb) o en projecte (per exemple, el Square Kilometer Array) en diferents bandes de l’espectre electromagnètic, ajudaran a resoldre, o a avançar en la qualitat de les respostes que cerquem. O això esperem!

Quan era un xiquet, al meu poble sentia molt el verb 'acaçar' amb el significat de perseguir amb insistència i decisió. Les mares acaçaven els fills que no creien, i el guarda acaçava els petits dimoniets que corrien fent el trapella pels camps. Trobe que la persistència que ens suggereix el mot és molt adient a l'actitud dels astrofísics que perseguien evidències de l'existència de forats negres en la segona meitat del segle XX.

Fins fa ben poc (un parell de dècades), les evidències recollides eren ben bé totes indirectes. Recordem la idea que vam explicar en l'entrada anterior: teòricament, la caiguda de matèria en un forat negre generaria una intensa producció energètica que hauria de ser emesa en forma de radiació electromagnètica –o, si més no, una part de la producció. Resseguint aquesta idea, el primer pas evident era observar amb atenció regions del cel conegudes per emetre radiació d'alta energia.

Un incís evident: això només va poder començar a fer-se quan els primers observatoris de raigs X van ser posats en òrbita. La radiació X no penetra l'atmosfera, de manera que l'única manera de detectar la que prové del cosmos és mitjançant observatoris en òrbita. I, tal com hem explicat, el descobriment dels raigs X d'origen extraterrestre va vindre de la mà de l'espionatge durant la Guerra Freda.

També calia un altre ingredient que també vam introduir en l'entrada anterior: la compacticitat. I com podem saber les dimensions de la regió emissora? Mitjançant la variabilitat de la intensitat de la radiació. Els detectors de radiació X responen a l'arribada de la radiació i la seua resposta depèn de la intensitat d'aquesta. Així, si observem una regió del cel durant un temps determinat, sabrem si l'emissió és constant o canvia amb el temps. Els canvis, de produir-se, han d'estar provocats per processos físics. A més, qualsevol procés físic ha de produir-se mitjançant transmissió d'informació i aquesta transmissió està limitada per la velocitat de la llum. Per tant, de les escales típiques de variació d'intensitat, t, podem deduir que la grandària de la regió és aproximadament igual o menor que c·t, amb c la velocitat de la llum.

Ja tenim els primers requeriments per acaçar sospitosos. Seguim. En la constel·lació del Cigne (visible des de primavera a tardor i imperator zenital de les nits d'estiu) n'hi havia una font que recollia aquests prerequisits: Cygnus-X 1. Betty Louise Webster i Paul Murdin van recollir informació d'una estrella brillant que semblava ser o estar a prop de l'origen de la radiació variable en raigs X.

Cal apuntar que les observacions en raigs X tenien una resolució molt menor que en l'òptic, i per tant no es podia fer un mapa de la regió en aquesta banda, sinó que només se sabia que la radiació venia d'allà i apareixia com un punt brillant de raigs X. Res més.

Van observar com la llum rebuda de l'estrella oscil·lava cap al blau i cap al roig de manera regular, és a dir que es movia apropant-se i allunyant-se de nosaltres. El moviment responia perfectament a les lleis de Kepler, és a dir, a l'esperat d'un moviment orbital. Entorn de què? Webster i Murdin van fer notar que no observaven cap objecte en el lloc on se suposava que havia d'estar per tal d'exercir la força gravitatòria sobre l'estrella. Cap objecte; res. Vet ací per tant la primera evidència indirecta de l'existència real dels forats negres: radiació d'alta energia, variabilitat ràpida que indica regions emissores compactes, i cap mena d'observació directa. El treball va ser publicat a la revista Nature l'any 1972.

L'atent/a lector/a estarà pensant que si l'estrella emet en la banda òptica (telescopis), aleshores d'on prové la radiació X? Aquesta radiació es produeix en l'entorn de l'objecte compacte, produïda per la pèrdua d'energia de la matèria que hi cau (vegeu l'entrada anterior). I, segur que és un forat negre? Deixem aquesta pregunta, la resposta a la qual encara acacen els científics, per a una altra ocasió.

En l'entrada anterior vam explicar que els quàsars són galàxies, tot i tindre una aparença estel·lar. Aquesta aparença es deu a un nucli tan brillant que enlluerna l'observador i impedeix que es puga apreciar la galàxia. Allà, al centre d'aquestes galàxies passen coses; coses que produeixen una emissió de radiació amb intensitat desenes de milers superior a la de tota la galàxia. Aquesta descoberta va suposar el primer pas cap a l'evidència de l'existència real dels forats negres en l'Univers. O, si més no, d'objectes foscos i massius que es comporten com ho faria un forat negre. En definitiva, com allò de l'animal que fa mec-mec, és palmípede, té plomes i bec pla...

Però, per què un forat negre? Les línies d'emissió que Maarten Schmidt va interpretar com desplaçades al roig negaven l'opció d'un origen estel·lar de la radiació, atès que les estrelles no les produeixen. Calia una altra explicació. La idea és relativament senzilla i està basada en un concepte que tots coneixem, com és l'energia potencial.

Per a una partícula de massa m sotmesa a la gravetat d'un cos de massa M, tenim que aquesta energia és GMm/R, on R n'és la distància i G la constant de gravitació universal. Si la partícula està a l'infinit, aquesta energia és 0, però si cau sobre la superfície del cos, és GMm/R_s. L'energia total de la partícula en l'infinit és la que correspon a la seua massa en repòs, suposant que comença a caure amb una velocitat negligible E₀ =mc². En condicions normals, aquesta energia és molt més gran que la que puguen assolir les partícules per la seua velocitat com per la seua energia potencial. Per tant l'eficiència energètica de la caiguda d'una partícula o objecte sobre un cos celeste diguem-ne, normalet (planetes, estrelles), és molt baixa.  

Tanmateix, si ens fixem en l'expressió de l'energia potencial de la partícula sobre la superfície d'un objecte,  GMm/R_s, veurem que el quocient M/R_s pot assolir valors més grans si M és gran i R_s  és petit. En Astrofísica d'això se'n diu compacticitat. Un objecte compacte és un objecte amb una massa gran i un volum reduït. I en un objecte compacte com un forat negre, l'energia potencial pot assolir valors tan grans com una fracció de l'energia associada a la massa de la partícula.

Veiem el cas amb un exemple senzill. L'energia associada a la massa d'una partícula d'un gram és E₀ = 9x10¹³ J. En la fusió nuclear de l'hidrogen, a l'interior de les estrelles, s'assoleix una eficiència d'un 0.7%. És a dir, per cada gram d'hidrogen que es fusiona n'obtenim una energia de 6x10¹¹ J.

Si agafem un objecte amb la massa del Sol encabida en una esfera amb un radi d'un quilòmetre, l'expressió de l'energia potencial d'una partícula ens dona entorn de 10¹³ J per cada gram de matèria. Açò representa més d'un 10% de l'energia equivalent de la massa, i unes 30 vegades més que la produïda per la fusió nuclear.

Aquest càlcul tan senzill va fer que es proposara la caiguda de matèria sobre un objecte compacte (que fa mec-mec, és palmípede, té plomes i bec pla) com la responsable de la producció ingent de radiació electromagnètica al nucli dels quàsars. El temps ho va confirmar, tal i com anirem veient, i, pel que sabem, aquest procés és el més eficient en termes de producció energètica conegut a l'Univers.

La cosa, òbviament, no és tan directa, i el mecanisme resulta ser complex i farcit de processos que ocorren entre el moment en què les partícules estan lluny de l'objecte compacte i l'instant en què hi arriben. De fet, si afegim correccions de relativitat general per a objectes compactes en rotació (forats negres de Kerr), el mecanisme pot ser més eficient encara, assolint una producció de fins un 40% de l'energia associada a la massa de les partícules. I encara ens restaria explicar, per exemple, com es converteix en radiació aquesta energia, o d'on ve el gas que cau a l'objecte!

Tanmateix, aquesta idea que requeria molt i molt de desenvolupament, amagava una veritat fonamental, i va ser una d'aquelles llavors que ens ha ajudat a entendre l'Univers. En particular, el més violent, que és el que ens interessa. Això és un aspecte fascinant de l'Astrofísica en particular i de la ciència en general: una idea senzilla pot obrir les portes a la comprensió general de fenòmens naturals i, al mateix temps, a camps immensos de coneixement que hi comencen.

Les observacions d'Edwin Hubble varen demostrar que aquells núvols lluminosos eren galàxies externes a la nostra i varen tancar el Gran Debat entre Harlow Shapley i Heber Curtis. En el debat, Shapley va defensar que els núvols espirals eren petits i propers a la Via Làctia, i que per tant l'Univers estava limitat a la rodalia de la nostra Galàxia. A l'altra banda, Curtis defensava que es tractava de galàxies tan grans com la nostra, i molt llunyanes. Aquesta darrera va ser, com diem, l'opció confirmada per Hubble.

La mesura dels moviments propis d'aquests núvols va mostrar que les galàxies interaccionen entre elles a través de la força de la gravetat, i fins i tot col·lideixen. La prova d'això es va obtindre fent servir l'efecte Doppler en la llum: un corriment al roig (freqüències més baixes, com en el so) indica allunyament, mentre que un cap al blau (freqüències més altes) indica apropament cap a l'observador.

Les col·lisions entre galàxies comporten milers de milions de petites històries, les de cadascuna de les estrelles de cadascuna de les dues galàxies. La probabilitat de col·lisions frontals és pràcticament nul·la, atès que la densitat d'estrelles és realment molt baixa. Així, es produeix un xoc del medi (gas) que hi ha entre les estrelles en les dues galàxies, el medi interestel·lar. El nucli de les galàxies juga un paper central en la interacció, perquè conté una part important de la massa de la galàxia, en forma d'un forat negre súper-massiu, i una alta concentració de gas i estrelles.

L'acceleració sobtada del nucli de cada galàxia en presència de l'altre nucli genera un efecte d'arrossegament en les estrelles que té a prop, però deixa enrere les més allunyades, que pateixen una acceleració menor. Això té un efecte de trencament de la galàxia, i moltes estrelles són ejectades cap a l'espai intergalàctic, lluny tant de la seua galàxia original com de l'altra.

És en una d'aquestes estrelles que s'ubica el conte Consciència. En el planeta Únic, un dels hemisferis té un cel nocturn dominat per una gran galàxia, formada a conseqüència de la interacció entre dues galàxies. A l'altra banda, alguna altra estrella expulsada de la galàxia i les poques galàxies properes visibles. Un cel eminentment fosc, i que ens posa al davant del buit més gran de l'Univers: l'espai entre galàxies. La consciència assolida sobtadament per la protagonista de la magnitud d'aquest buit la fa col·lapsar.

La Via Làctia s'apropa a la seua veïna més massiva i propera: Andròmeda. S'espera que la col·lisió tinga lloc d'ací a entorn de 5.000 milions d'anys. Això és, per altra banda, el temps que resta al Sol per deixar la seua fase de vida més tranquil·la, l'actual. En simulacions numèriques que s'han fet per estudiar com podria ser aquesta interacció, veiem l'efecte que tindrà sobre ambdues galàxies. Qui sap on acabaran llavors les restes del nostre Sistema Solar.

A l'Univers veiem moltes galàxies amb estructures irregulars o condicionades per aquest tipus d'interaccions, i també s'estudia la llum difosa entre galàxies, generada per aquestes estrelles perdudes. Es pensa que una part significativa de les estrelles de l'Univers podria, efectivament, estar escampada per l'espai intergalàctic.

Quines nits més fosques, les dels planetes que orbiten aquestes estrelles.

En les entrades anteriors hem vist com l'Astrofísica es va desenvolupar a partir de les deduccions observacionals de les propietats físiques dels astres, en la banda visible de l'espectre electromagnètic, amb telescopis òptics. En properes entrades, parlarem del desenvolupament de les observacions astronòmiques en tot l'espectre. Tanmateix, ara ens centrarem en un aspecte transversal, com és la interpretació de noves observacions en clau 'marciana'.

Efectivament, la segona meitat del segle XX va ser testimoni d'una eclosió de l'afecció al món de la investigació sobre la possible existència de vida intel·ligent a l'Univers (perquè potser no n'hi ha ni rastre al nostre planeta, com deien els Monty Python). La ciència astronòmica no ha quedat al marge del que podríem anomenar una obsessió social. Ni tan sols l'Univers violent s'ha estalviat les interpretacions a l'ús...

El desenvolupament de la Radioastronomia va ser el principal soci de les interpretacions marcianoides de les noves observacions en aquesta banda. El motiu és ben senzill: les emissions en ràdio es feien servir al nostre planeta amb l'objecte de comunicar punts distants; per tant, la detecció d'emissions en ràdio en l'espai podia ben bé estar associada a emissions d'altres civilitzacions.

Aquest raonament sembla del tot lògic i evident en els caps de les persones d'una època en què allò de les civilitzacions extra-terrestres estava de moda (còmics, pel·lícules, històries a la ràdio, nous descobriments astronòmics...). Tanmateix, i com sol passar en aquests casos, hi sol haver una explicació alternativa que ni tan sols ens passa pel cap de tan capficats com estem en el corrent principal de pensament de la nostra època. Sortosament, la manera en què es treballa en ciència genera una protecció natural enfront del fenomen de la interpretació prematura i esbiaixada. Així, noves observacions i revisions crítiques dels resultats permeten destapar explicacions alternatives i més ajustades.

Per exemple, l'any 1963, amb tota la solemnitat, un grup de radio-astrònoms soviètics, liderats per Nikolai Kardaixov va anunciar la possible detecció de senyals provinents d'una civilització molt avançada tecnològicament. El mateix Kardaixov havia creat una escala per determinar el grau de desenvolupament de les civilitzacions, en funció de la quantitat d'energia que són capaces de generar i gestionar. Les observacions del grup soviètic, punteres en aquell moment, mostraven emissions en ràdio amb uns patrons variables, però intensos. Tot clar, sense dubtes, es tractava emissions amb objectius comunicatius i allò es va fer públic en notòria i solemne roda de premsa. 

En realitat, com es va demostrar més tard, allò que havien descobert era el blàzar, en la nomenclatura actual, CTA 102. Observacions fetes pel mateix grup en els anys posteriors van demostrar que es tractava d'una font astrofísica i no d'una font artificial d'emissions; una galàxia activa situada a milers de milions d'anys-llum de distància, un dels escenaris més violents del nostre Univers.

Al centre de CTA 102 hi ha un forat negre supermassiu, per al qual s'ha calculat una massa de deu mil milions de masses solars. Aquest forat negre incorpora gas que ha estat aportat possiblement per una galàxia satèl·lit caiguda sobre CTA 102. A l'Univers més jove, el que observem a aquestes enormes distàncies, la col·lisió entre galàxies era un esdeveniment relativament freqüent. Així, les galàxies més petites queien sobre les més grans en un procés anomenat 'jeràrquic'. S'entén que eixe gas aportat per les galàxies petites va acabar apropant-se al centre de gravetat de la galàxia activa, on hi ha la bèstia, esperant per engolir-lo.

En resum, no es tractava de marcians, sinó una manifestació brutal d'activitat galàctica... Un altre cas ben conegut, tot i que menys solemne, va ser la indicació que va fer Jocelyn Bell al paper on hi havia les seues dades de la primera detecció d'un púlsar. El pols de la radiació era tan regular que davant la manca d'una altra explicació l'estudianta Jocelyn Bell la va nomenar, de manera jocosa, LGM-1, on LGM és l'acrònim de 'little green men'. Realment, tot i que evidentment els podia passar pel cap aquesta explicació, l'anotació va quedar en anècdota perquè J. Bell i el seu supervisor de tesi, A. Hewish van buscar altres explicacions físiques. Finalment van arribar a la conclusió que el que estaven observant era un estel de neutrons, altament magnetitzat, amb una emissió tipus far en ones de ràdio. Tampoc no hi havia marcians, doncs, sinó una manifestació d'una altra cara de l'Univers violent: les explosions de supernova i la creació d'estrelles compactes, que giren a velocitats altíssimes sobre si mateixos.

Recentment, la dràstica variació en l'emissió d'una estrella a la nostra Galàxia, KIC 8462852 o Tabby's Star (en honor a la seua descobridora), havia estat fruit de l'especulació sobre la possible absorció del flux de l'estel per part d'una civilització avançada. Segons l'escala de Kardashev, les civilitzacions de tipus II serien capaces de controlar i usar l'energia generada per l'estel del seu sistema planetari. Un mecanisme anomenat 'esfera de Dyson' podria servir la civilització per a prendre l'energia de l'estrella, ocultant la seua brillantor a observadors externs, com nosaltres.

També fa poc s'ha especulat amb la possibilitat que un objecte, anomenat Oumuamua, amb trajectòria i morfologia peculiar que passa pel nostre Sistema Solar siga una nau interestel·lar pilotada per éssers forasters, més que no un asteroide. Tanmateix, com sempre, hi ha explicacions alternatives que possiblement seran més encertades, com per exemple la presència d'un conjunt d'asteroides del mateix sistema estel·lar que podrien ocultar l'estrella en el cas de KIC; o una dinàmica complexa, però ben possible, en el cas de l'asteroide-ovni. Aquestes explicacions resulten ser rebudes, injustament, de manera desapassionada, com una aixafada de guitarra, però, no és la naturalesa suficientment engrescadora?

En conclusió, l'obsessió encara ens ronda, potser per la necessitat quotidiana d'adrenalina. Tot plegat, aquestes hipòtesis són perfectament vàlides, però no es poden convertir en certeses que alimenten les nostres addiccions. Sort que en ciència es revisen idees, hipòtesis i resultats de manera crítica i continuada.