En aquest llibre, Joan Anton Català repassa la història de l'univers, la seva evolució i els fenòmens extraordinaris que han permès l'aparició i desenvolupament dels éssers vius. Calia un científic de mirada àmplia com Joan Anton Català —amb aportacions de l'astrofísica, la química, la geologia i la biologia— per acompanyar-nos en el meravellós procés, ple de casualitats, coincidències i fenòmens inesperats, que ha fet possible el descomunal esclat de la vida en el nostre planeta.

Joan Anton Català

Una breu i atzarosa història de la vida

Des del moment zero fins al planeta que habitem avui

ePUB v0.9

Reynus 01.07.25

Títol original: Una breu i atzarosa història de la vida

Joan Anton Català Amigó, 2021

Imatge de portada: Matthew Hollinshead

Disseny de portada: Nuria Zaragoza

Edició digital: Reynus (v0.9)

ePUBCat base r1.3

Si imaginem que tota la història de l’univers és una setmana, els primers organismes vius no van aparèixer fins a les darreres 48 hores i l’Homo sapiens només hi ha viscut durant els últims nou segons. En aquest llibre, Joan Anton Català repassa la història de l’univers, la seva evolució i els fenòmens extraordinaris que han permès l’aparició i desenvolupament dels éssers vius.

Si el temps no avancés sempre cap endavant…

Si l’univers no progressés constantment cap al desordre…

Si la relació entre partícules i forces fos lleugerament diferent…

Si la distància entre la Terra i el Sol no fos l’adequada…

Si no hagués arribat aigua extraterrestre…

Si la Terra no hagués patit el xoc catastròfic pel qual es va crear la Lluna…

Si el carboni i l’atmosfera no regulessin la temperatura planetària…

Si els volcans no haguessin omplert l’atmosfera primitiva de metà…

Si el nostre planeta no tingués camp magnètic…

Si la superfície de la Terra no estigués fragmentada…

Si no s’haguessin produït extincions massives, com la dels dinosaures…

…els humans no existiríem.

Calia un científic de mirada àmplia com Joan Anton Català —amb aportacions de l’astrofísica, la química, la geologia i la biologia— per acompanyar-nos en el meravellós procés, ple de casualitats, coincidències i fenòmens inesperats, que ha fet possible el descomunal esclat de la vida en el nostre planeta.

Soc assegut, amb els ulls tancats, sobre un prat verd, que s’estén fins al bosc.

A la cara puc notar la suau escalfor del Sol mentre s’eleva lentament per sobre de l’horitzó. Puc notar la suau brisa del matí, una brisa fresca amb olor d’herba.

No hi veig, però me n’adono de tot. Els meus sentits estan desperts com mai abans.

Puc escoltar el pas de la vida al meu voltant, amb el brunzit de mil i un insectes, amb la remor dels arbres llunyans moguts pel vent. Puc escoltar el ritme pausat de la meva respiració i cada racó de la meva pell.

Noto, oloro i escolto. Estic en calma, en pau. En harmonia amb la natura que em rodeja.

Llavors penso en el meu pare, que se’n va anar jove. Ens veig dins la meva ment, agafats de la mà, movent-nos alegres pels carrers del barri antic de la ciutat un diumenge al matí. I amb el meu germà, que se’n va anar encara més jove. L’observo a prop meu, jugant tots dos sobre la catifa de l’habitació. També hi és la meva tieta fadrina, la meva segona mare, rentant un cap adolescent a la pica de la cuina, com va fer durant molts matins.

Cada segon que passo amb els ulls tancats sobre el prat recordo més familiars i amics, gent que ja no hi és i que m’han ajudat a ser. Com l’enyorat Sebas. Com els estimo!

Imatges del meu passat, dolces i melancòliques alhora.

Un instant després sento que no estic sol. No em cal obrir la mirada per notar una companyia que ho omple tot. Són els meus tres tresors. La meva dona, que m’acompanya en el viatge de la vida. Les meves dues filles, corrent pel prat. També hi és la meva mare, que ens observa satisfeta. Com les estimo!

Escolto com es van asseient, al meu voltant. I cada cop arriba més gent. Persones que sempre estan amb mi i que m’ajuden a ser. Com les estimo!

Quants errors que he comès. Si els pogués canviar, tan sols esmenar.

Quan obri els ulls… em recordaran? Vull que aquest moment no s’acabi. Encara hi ha tantes coses per fer. Tant per aprendre, i per donar i estimar.

Ho sap, això, el Sol, i congelarà el seu moviment sobre l’horitzó? Ho sap, el temps, i aturarà els segons i em permetrà un instant més? Si ho fan, els prometo que ho aprofitaré.

Quan finalment obri els ulls ja seré temps i Sol. Seré herba, i vent, i el brunzir de les fulles dels arbres i dels insectes. Estaré dins la ment dels meus estimats quan s’asseguin sobre el prat i tanquin els ulls per recordar imatges. I notaran com els escalfo suaument la cara, com els acarono la pell amb ràfegues d’olor fresca.

Sent record viuré per sempre, i fos de nou dins la natura viuré arreu.

El regal de la vida.

Sant Cugat, setembre de 2021

Introducció

El paisatge és desolador. Les muntanyes semblen brillar amb un color marró clar tacat amb grocs i ocres, els tons del sofre, de l’infern. Aquí i allà columnes de fum s’eleven cap al cel, brotant de grans esquerdes com cicatrius arran de terra. La vall que s’obre just al davant mostra la forma erosionada típica d’un antic corrent d’aigua, desaparegut en el passat.

Fa temps que aquell món ha perdut qualsevol rastre d’aigua sobre la superfície. La que tenia es va evaporar quan les temperatures es varen disparar, fins a arribar a més de dos-cents graus. L’atmosfera és pràcticament inexistent, i el fum dels volcans es difon i es perd cap a l’espai. L’aire, molt poc dens, està compost per diòxid de carboni i òxids de sofre.

No s’observa cap rastre de vida per enlloc, tot i que potser, només potser, podrien subsistir organismes bàsics sota la superfície. Bacteris extremòfils, capaços de sobreviure en condicions de pressió i temperatura impossibles. Protegits per centenars de metres de roques i sorra de la perillosa radiació que cau de l’espai.

L’estrella al voltant de la qual orbita el planeta és un astre vell i moribund. De color ataronjat, s’ha expandit enormement, i ocupa un volum cent cops superior al que tenia quan brillava amb la llum de la joventut, fa uns 4.000 milions d’anys. De forma periòdica pateix una mena d’espasmes i expulsa gran quantitat de material cap a l’espai.

Al planeta li queda poc temps de vida abans l’estrella no se l’acabi menjant. En a penes uns milions d’anys haurà desaparegut, i amb ell marxarà el darrer rastre de l’antiga civilització que el va habitar durant tan sols un instant de la seva història.

La galàxia sencera també ha envellit. Fa centenars de milions d’anys que no hi neixen noves estrelles, i les més grans i massives ja varen explotar en forma de supernova. La població d’estrelles és ara dominada per astres petits i més aviat freds. Per nanes vermelles. També per nanes blanques, les restes calentes d’antigues estrelles similars al nostre Sol que es varen jubilar i ara es refreden lentament. I per forats negres i estrelles de neutrons, sorgits de les cendres de les explosions dels astres gegants.

La que un dia va ser una magnífica i bella galàxia de forma espiral s’ha convertit en una enorme bola amorfa des que va començar a fusionar-se amb una altra galàxia veïna. La gran ciutat de l’espai agonitza en un procés lent però inexorable, que la convertirà en un cementiri d’estrelles i de planetes orfes.

El relat anterior és tan sols una visualització imaginària de les quasi infinites que es poden fer sobre com serà el final de la Terra. A pesar que no podem estar segurs dels detalls, el planeta està condemnat. No és l’home qui l’ha condemnat, no. Que pretensiosos som! La Terra no ens necessita, ni com a salvadors ni com a botxins. Són processos naturals els que la varen formar i seran també processos naturals els que la faran desaparèixer.

Els humans, juntament amb milions d’espècies vives i extraordinàriament diverses, habitem ben bé dins una finestra temporal que té data de caducitat. Potser per això la natura s’hi va posar força aviat, treballant ràpid per regalar-nos aquesta oportunitat de ser.

L’univers es va formar fa 13.800 milions d’anys, i la nostra galàxia, uns 300 milions d’anys després. Dins d’aquesta, el Sol i els planetes del Sistema Solar apareixerien fa 4.600 milions d’anys. Les primeres generacions d’estrelles ja havien mort, enriquint l’espai d’elements químics fabricats al seu cor, i d’aquesta manera la Terra es va poder formar de material sòlid.

Les condicions del jove planeta van anar canviant ràpidament des del mateix instant del seu naixement, i molt poc després, potser en tan sols 500 milions d’anys, apareixien les primeres formes de vida, molt bàsiques. És més que probable que la natura hagués d’iterar, de provar diverses fórmules abans de trobar la que funcionava. Però en va trobar una que va funcionar, i de quina manera!

Primer molt lentament, al llarg d’un procés d’evolució que va durar centenars de milions d’anys en els quals semblava que aquella vida primitiva no hagués de derivar en res prometedor. Després un xic més ràpid, amb l’ajut de les marees d’una Lluna regalada. Posteriorment el ritme de l’evolució va rebre empremtes d’esdeveniments catastròfics que se succeïen en el jove planeta i que extingien multitud d’espècies vives en benefici d’altres. I en les darreres desenes de milions d’anys, l’explosió de vida va ser espectacular, fins a culminar en el que som nosaltres.

Quantes coses han hagut de passar perquè avui siguem aquí! Innumerables successos, alguns dels quals altament improbables i apareguts per casualitat.

Les casualitats de la vida. Feia temps que aquest pensament, el que diu que l’aparició de la vida, especialment la complexa, és com jugar a la ruleta, em donava tombs pel cap. Hi havia pensat molt, i havia incorporat el concepte casualitats a les meves conferències divulgatives, intentant encomanar als altres la fascinació pel fet altament improbable de la vida.

I és que és difícil no sorprendre’s davant l’increïble pla de la natura. Un univers perfecte per a la vida, creat amb extremada precisió des dels seus mateixos fonaments. I un planeta també perfecte, producte d’un munt d’esdeveniments que han convertit la Terra en un paradís i un oasi dins el Sistema Solar.

Em vaig proposar escriure aquest llibre amb l’objectiu de compartir la fortuna de la vida, de la nostra existència. Al llarg dels capítols anirem descobrint el delicat i precís camí que hem seguit per ser. Com un petit corrent d’aigua, que cau pendent avall i que va esquivant pedres i altres obstacles, dibuixant un recorregut humit sobre el terra per acabar alimentant una bonica flor que ha nascut entre els esbarzers. Per què el rierol ha triat aquest camí i no un altre? Podria haver rebotat contra aquella pedreta d’una manera diferent, o lliscat per aquell lleuger desnivell. Podria haver anat per la dreta del matoll, o aturar-se en el forat i evaporar-se completament. Qualsevol petit canvi en el recorregut de l’aigua hauria negat l’existència de la flor.

I malgrat tot, malgrat les eleccions fetes davant cada obstacle, cada barrera, cada dificultat, aquí tenim la flor. Aquí som nosaltres, perquè el camí que ha traçat la natura ha estat aquest i no un altre.

Abans no entrem de ple en els detalls del llibre, voldria deixar clara la meva posició sobre la possibilitat de vida en altres indrets del cosmos. Soc optimista de mena, i formo part del col·lectiu que creu que la vida no és propietat tan sols de la Terra. I ho crec, i desitjo, simplement pel fet que si la natura ha marcat el camí, entre molts d’altres que haurien fet impossible la vida, i el resultat ha estat un planeta que bull amb milions d’organismes diversos, la feina ja està feta. Era improbable, la vida, però vet aquí que la natura ho ha aconseguit almenys un cop. Així, doncs, per què no, també, en altres llocs de l’univers?

A més, crec prudent recordar que la història ens ha donat contínues plantofades d’humilitat sempre que ens hem cregut especials i únics. Per què aquest immens univers ha de ser per a nosaltres sols? Per què hem de negar que en altres mons la natura hagi jugat el mateix joc de la vida, fins i tot perfeccionant-lo i millorant-la?

De fet, la vida simple podria ser ben abundant allà fora. Aquest és el pensament d’una part important de la comunitat científica, i no es pot descartar que la tinguem ben al costat, flotant als núvols de Venus, sota la sorra de Mart o dins el gel d’Europa, un dels satèl·lits de Júpiter. Certament, el descobriment d’organismes elementals, ni que fos en estat fòssil, donaria ales al raonament que defensa la ubiqüitat de la vida.

És veritat que una altra cosa és la vida evolucionada, el que denominem animals i plantes. El desenvolupament de la vida elemental fins a donar lloc a organismes complexos és com jugar en una altra lliga. En aquest cas les probabilitats són molt menors, ja que a qualsevol de nosaltres se’ns podrien acudir mil i una formes d’eliminar la vida senzilla molt abans no arribés a transformar-se en formes de vida més evolucionades. Així i tot, la presència de vida complexa allà fora tindria opcions, simplement per l’enorme quantitat de planetes que hi ha dins la nostra galàxia. I de galàxies en el nostre univers.

Per finalitzar aquesta introducció, no voldria defugir una qüestió que probablement tots ens haurem fet, més o menys intensament, en algun moment de la nostra vida. Estem davant el pla premeditat d’una entitat superior, que ha col·locat les coses en ordre i ha fet possible la nostra existència?

Evidentment, cadascú és molt lliure de pensar el que vulgui, només faltaria. Però en aquest punt vull deixar clara la meva posició personal. I crec convenient fer-ho perquè al llarg del llibre, igual que faig sovint en les meves xerrades, empro un estil comunicatiu en què li dono personalitat a la natura, i parlo d’ella com si fos un ens que hagués realitzat el gran i magnífic disseny de l’univers que observem, i que a més va planificar el desenvolupament dels esdeveniments perquè avui fóssim aquí. M’agrada utilitzar aquesta retòrica perquè crec que és inspiradora i impactant. Però res més.

És molt complicat debatre les qüestions de fe amb ciència, i acostumo a evitar aquesta discussió perquè fe i ciència parlen idiomes diferents. Com deia anteriorment, que cadascú pensi el que cregui convenient. Però em permeto apuntar que, al llarg de la història de la humanitat, la creença en l’obra d’éssers superiors de vegades ha estat promoguda per fets inexplicables i extraordinaris, però que anys (o segles) després el desenvolupament científic ha aconseguit explicar de forma contundent. Així, per exemple, ens podem imaginar el que devia significar la contemplació d’un eclipsi solar en l’antiguitat. Encara avui en dia es tracta d’un dels espectacles de la natura més impactants i emocionants, tot i que sabem perfectament les causes que el provoquen.

En aquest sentit, penso que pot ser útil pensar en una possible solució a la sorprenent i aparentment inexplicable perfecció del nostre univers. Com és possible que s’hagi arribat a un disseny tan acurat per a la vida si, com anirem veient al llarg del llibre, petites variacions en molts paràmetres fonamentals de la natura haguessin donat lloc a un cosmos erm i estèril? Com pot ser que s’hagi desenvolupat una perfecta cadena d’esdeveniments casuals que són clau per a la nostra existència? Només hauria calgut eliminar un esglaó, un esdeveniment que no hagués succeït o que ho hagués fet de forma diferent, i no hi hauria vida.

Imaginem per un moment que poguessin existir altres universos, amb altres paràmetres fonamentals, altres lleis físiques, altres condicions. Amb quasi tota probabilitat, la majoria d’aquests altres universos no permetrien l’existència d’àtoms, o d’estrelles, o de planetes, o de vida. Si el nombre d’universos fos molt gran, potser en un d’ells l’atzar hauria llançat els daus i hauria guanyat el premi. Com més universos, doncs, més senzill seria acceptar, si més no des d’un punt de vista probabilístic, que almenys en un les condicions són les perfectes per a la vida.

És natural que la possibilitat que hi hagi un nombre (quasi) infinit d’universos faci arronsar les celles al lector, però no pel fet de ser una hipòtesi extraordinària ha de ser impossible. Els multiversos podrien existir. Fa a penes un xic més d’un segle pensàvem que l’univers era etern i que mai no havia nascut. També estàvem convençuts que la nostra galàxia, la Via Làctia, era tot l’univers. A finals del segle XX, per tant fa molt poc, hem descobert amb enorme sorpresa que el cosmos s’estira de forma accelerada. I no tan sols l’astronomia. Agafem qualsevol altre àmbit de la ciència o de la tecnologia i imaginem què pensaria una persona rescatada del passat recent, ni que fos provinent d’unes poques desenes d’anys, i transportada a l’actualitat.

No estic defensant els multiversos, simplement intento posar sobre la taula una possibilitat excitant, per més que confusa per a la nostra limitada ment, que podria relaxar el fet improbable de la vida. I com aquesta, n’hi poden haver d’altres. M’agrada pensar que si poguéssim contemplar l’univers des de fora (si és que hi ha un fora), en aquell moment ho entendríem tot. Per exemple, no sabem, no podem, imaginar un univers sense espai ni temps. I malgrat la nostra incapacitat, creiem que el Big Bang, el moment zero del nostre cosmos, va ser el punt en què es van crear aquestes entitats, l’espai i el temps. Ho comparo al problema que tindríem si un ésser quadridimensional ens intentés explicar com és i funciona la seva quarta dimensió espacial, per ell tan fàcil i quotidiana. Impossible, per a nosaltres, visualitzar-la. I espero que el lector coincideixi amb mi que aquesta limitació, merament atribuïble als humans, no eliminaria pas la possibilitat que existeixin altres dimensions.

A pesar de la nostra humilitat, afortunadament ens fem preguntes. Volem saber, i explorem, i aprenem. És l’avenç de la ciència el que ens ha portat a ser conscients justament de la nostra humilitat, del nostre lloc irrellevant a l’univers. També ens ha dut a disposar d’electricitat, de vacunes, de potents comunicacions, i d’un munt d’altres coses que conjuntament conformen el que anomenem benestar i progrés.

Estem sols a l’univers?

Potser estem a punt de contestar aquesta qüestió. En qualsevol moment podríem captar un senyal provinent de l’espai que, de forma irrefutable, ens parlés sobre alguna altra civilització. I aquell dia canviaran moltes coses, ja que la detecció representarà una veritable revolució en tots els aspectes. Em pregunto si estem preparats, però, per a tot el que significarà el descobriment.

En qualsevol cas, mentre esperem seguirem explorant Mart, dissenyant les futures missions als principals satèl·lits de Júpiter i de Saturn, i escombrant amb els nostres radiotelescopis les insondables profunditats de l’univers a la recerca d’intel·ligència.

I continuarem fascinant-nos pel magnífic experiment que és la vida, del qual tots nosaltres formem part.

UN UNIVERS PERFECTE

Si tinguéssim a les mans la possibilitat de crear un univers sencer des de zero, ens veuríem obligats a decidir sobre multitud de paràmetres que acabarien fixant no tan sols com naixeria el cosmos sinó també com seria la seva evolució posterior.

Com que aquesta tasca d’elecció segurament ens resultaria molt complicada, contractaríem el típic consultor especialista en creació d’universos, perquè ens anés guiant en el procés. I, com acostumen a fer els consultors, ho faria a través de preguntes.

Si haguéssim tingut mal ull triant el consultor, ens trobaríem dins un avorrit i tediós procés amb multitud de qüestions clàssiques sobre les quals s’acostuma a decidir quan es construeix alguna cosa. «El vol molt gran, l’univers?», «Vol que visqui per sempre, o que tingui un final?», «Desitja que s’hi puguin formar partícules, en aquest univers?», «I de forces fonamentals, quantes en voldria?».

Perquè, d’universos, en podríem crear multitud. Cadascun d’ells amb grans o petites variants de disseny, que acabarien donant lloc a cosmos amb evolucions completament diferents.

Però si el consultor fos experimentat de debò, potser la primera pregunta que ens faria no seria sobre les dimensions que volem, l’estructura, la durada o el color. Amb una pregunta de l’estil «Hi vol vida, en aquest univers?» l’especialista en tindria prou per decidir, de forma automàtica, un munt de paràmetres que, de manera obligada, haurien de formar part del producte que desitja el seu client.

Perquè sense ni necessitat d’entrar a definir encara quin model de vida volem, és a dir, quines formes vives ens agradaria que poblessin el nostre cosmos, ja quedarien decidides coses com ara que l’univers ha de poder perdurar força temps en una situació estable. Que ha de permetre la creació de partícules que facin de maons per construir éssers vius. Que han d’existir forces que obliguin els maons a combinar-se i que les estructures resultants puguin existir durant molt de temps. Que en alguns llocs d’aquest univers s’hauran de poder formar objectes que actuïn com a llocs, superfícies, on aparegui la llavor de la vida. I que s’hauran de preveure fonts d’energia que alimentin aquesta vida.

Si seguim amb el joc, en algun moment el consultor ens obligarà a entrar més en detall sobre el tipus de vida que hi volem. Ens conformarem amb organismes senzills?

En el cas que responguéssim que ens agradaria que la vida pogués evolucionar fins a formes complexes també quedarien determinats molts altres factors, la majoria dels quals serien de caràcter local, referits als indrets concrets on aquesta evolució hauria de ser possible.

I és que no qualsevol lloc serviria. Hauria de presentar unes condicions estables durant força temps, ja que el consultor sap que la feina evolutiva necessita anar a poc a poc. Per tant, en aquesta línia, s’haurien d’assegurar sistemes de protecció que d’alguna manera blindessin alguns dels mons de la major part dels efectes perjudicials que, de ben segur, un univers tan complex com el que dissenyaríem comportaria. També s’haurien de crear fonts d’energia, que, en definitiva, és l’aliment que necessita l’evolució. Ah! I necessitaríem processos químics complexos, fonamentals per al funcionament del metabolisme, la qual cosa, al seu torn, faria que haguéssim de crear substàncies prou abundants, estables i flexibles perquè la vida hi pogués jugar.

Ja deixant a banda el joc del consultor, el cert és que l’afirmació que diu que tot en el nostre univers sembla dissenyat a la perfecció perquè nosaltres puguem existir no és, en absolut, exagerada. Els paràmetres inicials del cosmos han estat triats amb exquisida delicadesa.

Podria haver estat de moltes maneres. Hi ha multitud d’universos possibles, infinits, amb paràmetres lleugerament diferents uns dels altres. Però el mateix fet que estiguem aquí ens demostra que aquest, el nostre univers, gaudeix de les característiques perfectes per a nosaltres, ja que n’hi ha infinits més en els quals no hi podríem ser.

Aquesta primera part del llibre està dedicada a revisar aquests paràmetres bàsics de la natura, el que vindrien a ser les regles del joc que es desenvoluparia a continuació, durant els 13.800 milions d’anys que van seguir el Big Bang, el moment del naixement del cosmos.

La millor forma d’entendre a què ens referim quan parlem dels fonaments d’un univers perfecte és pensar que tot el que veiem, el que ens rodeja, el que ens dona cos, està format per àtoms. Amb àtoms la natura fabrica galàxies i estrelles, planetes, roques, arbres, papallones i persones. Doncs bé, la mateixa existència dels àtoms tan sols és possible si l’univers obeeix unes regles determinades que fan, per exemple, que els electrons, protons i neutrons (components dels àtoms) tinguin les propietats justes. Si la natura hagués creat un electró més pesat, un protó amb una càrrega elèctrica diferent, o un neutró amb menys massa els àtoms no serien estables. I sense maons el resultat seria un cosmos privat de qualsevol possible construcció.

L’existència dels àtoms no depèn tan sols de les propietats de les partícules subatòmiques que els formen. També hi tenen un paper determinant les forces de la natura, ja que és gràcies a la seva acció que les partícules es poden mantenir unides i fer que els àtoms siguin estables en el nostre univers. En altres configuracions del cosmos, on les intensitats entre les forces que actuen fossin diferents, res vetllaria perquè les partícules preferissin viure combinades i no lliures, sense cap esma per formar res. Com veurem, l’equilibri entre forces i partícules és delicadíssim i molt reeixit en el nostre univers.

Rebobinant en el temps arribaríem a l’extraordinari esdeveniment que va marcar el naixement del nostre univers, el Big Bang. Va ser en aquell primer sospir del cosmos que van quedar definides les propietats de les forces i partícules que comentàvem anteriorment, i també va ser el moment en què la nostra fortuna va començar.

Els primers àtoms, fabricats en aquell Big Bang, formarien, uns centenars de milions d’anys més tard, unes gegantines esferes calentes que anomenem estrelles. Aquests astres, els sols, són les veritables fàbriques de la natura, i dins seu, a milions de graus de temperatura, es forgen els elements químics necessaris per formar planetes rocosos, com el nostre, i tot el que contenen, inclosos a nosaltres. Sense estrelles que visquessin i morissin, alliberant tot el material cuinat al seu interior, l’univers seria un avorrit lloc format per tan sols un parell d’elements químics amb els quals a penes es pot construir res, i per descomptat res tan complex com una cèl·lula viva.

Finalment, uns 10.000 milions d’anys després del Big Bang, els plans de la natura culminarien amb l’aparició de la vida en un racó perdut d’un univers que és immens i insondable.

El primer capítol, però, no està dedicat a l’univers, ni a les partícules i forces, ni tan sols a les estrelles. Perquè hi ha un convidat, potser inesperat per molts simplement perquè a penes li prestem cap atenció i el donem per fet: el temps.

Un temps que permet el flux dels esdeveniments com si fos el corrent d’un riu, que els ordena un rere l’altre, i que no permet rebobinar i convertir la natura en un caos en el qual no puguin progressar els processos físics i químics, sense els quals no hi hauria res.

Sorprenentment, no sembla haver-hi (quasi) cap impediment que obligui el temps a funcionar com ho fa, convertint instants de futur en passat. I si no fos així? I si el temps es comportés de forma aleatòria i impredictible? En la nostra vida quotidiana, i també en tot el que ens envolta, les causes precedeixen els efectes. El foc és la conseqüència d’haver encès abans un llumí, i no pas al contrari. Avui som vius perquè fa temps vàrem néixer. I tot i que pugui ser un interessant argument per a una pel·lícula de ciència-ficció, en un univers en què el temps no fluís ordenadament i sempre cap endavant no hi hauria cap procés que pogués progressar, i molt menys la vida.

En aquesta primera part del llibre jugarem al tot o res. I és que no s’hi val a badar, i, tal com anirem veient, petits canvis en la configuració dels fonaments de l’univers haurien conduït a un cosmos solitari, buit de qualsevol forma de vida possible, per simple que volguéssim que fos.

1

La fletxa del temps

Fa un cert temps que vaig escriure el text que ara llegeixes.

Que òbvia que ens sembla aquesta afirmació! I és justament al darrere d’aquesta aparent obvietat on s’amaga un dels més grans misteris de la natura: el temps.

Són nombrosíssims els pensadors que, al llarg de la història, han reflexionat sobre aquesta qüestió. I quan un parla del concepte de temps, sembla quasi obligat referir-se a la frase potser més famosa atribuïda a un d’aquests pensadors, sant Agustí d’Hipona, que encapçala una bona part dels llibres i articles científics dedicats a l’estudi del temps: «Què és, doncs, el temps? Si ningú m’ho pregunta, ho sé, però si vull explicar-ho a qui m’ho pregunta, no ho sé.»

És increïble que un concepte tan quotidià, tan innocent com el temps hagi ocupat durant segles les ments dels més brillants filòsofs i científics. I tot i l’esforç invertit, encara avui en dia som incapaços de contestar algunes preguntes bàsiques i fonamentals sobre la naturalesa d’allò que anomenem temps.

En un llibre dedicat a meravellar-nos sobre la nostra existència, sobre algunes de les moltes molèsties que la natura s’ha pres per configurar un univers tolerant a la vida (almenys en un petit i humil racó de l’espai), és normal que sigui precisament el temps el primer element al qual li dediquem atenció. Perquè ell ens ordenarà cronològicament els esdeveniments, començant pel mateix Big Bang i arribant fins a l’aparició de la vida al nostre planeta. En definitiva, el temps és el que ha determinat l’índex del llibre que ara tens entre mans.

Ja t’avanço, benvolgut lector, que a continuació descobrirem ni més ni menys que la primera de les molèsties a què ens referíem. Sense aquest temps, sense el seu capriciós funcionament, no existiríem.

El pont fantasma entre el passat i el futur

Tots tenim clar què és el passat. És el conjunt d’esdeveniments, d’experiències, d’històries, que queden al darrere del moment actual. És la certesa, tot allò que ja ha succeït. Podem parlar del passat recordant-lo, enyorant-lo. Ens podem fins i tot penedir de fets relatius al passat. Però el que no podem fer és canviar-lo.

Per altra banda, per nosaltres el futur representa el desconegut, el que ha de venir, la incertesa. Tot allò que ens espera un instant més enllà del moment actual. El futur és, per definició, impredictible i alhora modelable, dues qualitats totalment inaplicables al passat. El que fem avui tindrà influència en el que passarà demà, però mai en el que va succeir ahir. El passat està escrit, però el futur espera a ser relatat.

La senzilla reflexió que acabem de fer ens posa sobre la taula una profunda asimetria. Que diferent que és el passat del futur! I quin és el punt de tall? Quin és el moment tan especial que fa que un nanosegon abans fos el passat invariable, i que el mateix nanosegon més endavant correspongui al futur desconegut? Aquest moment tan especial és el que anomenem ara.

I aquí és on comencen alguns dels problemes que fan trontollar el nostre enteniment del temps. Perquè un hauria d’esperar, d’un punt tan rellevant i màgic com l’ara, que fa que passat i futur siguin tan extraordinàriament diferents entre ells, que representés una entitat clara i diàfana. Que l’ara no estigués envoltat de dubte. Però la realitat és que sí que ho està, i molt.

Per començar, el meu ara resulta diferent del d’un company que, per exemple, hagi viatjat a un dels planetes habitables de l’estrella Vega.¹

Vega es troba aproximadament a vint-i-cinc anys llum de distància. Això vol dir que la llum, en qualsevol de les seves formes (llum visible, infraroja, ultraviolada, rajos X, rajos gamma, microones, ones de ràdio) triga vint-i-cinc anys a arribar-nos des d’aquell món tan llunyà.

La llum és el missatger universal. És el que ens porta la informació del cosmos. La llum que miraven, amb els ulls plens d’emoció i alhora temor, els nostres avantpassats. La mateixa que capten els nostres moderns instruments i que ens permet estudiar com són i funcionen les estrelles, com neixen els planetes, o com s’està expandint l’univers.

Des que Einstein va formular la relativitat especial, sabem que res no pot viatjar més ràpid que la llum en el buit.² Per tant, qualsevol intent de preguntar-se què deu estar fent ara el nostre company en un dels planetes de Vega no té gaire sentit. Exactament, a quin ara ens referim?

A quin ara ens referim?

Si poguéssim observar el nostre amic amb un potentíssim telescopi, en el moment en què ens saludés amb la mà en realitat estaríem veient un fet que va passar fa vint-i-cinc anys. És aquest, l’ara a què ens volíem referir? El que ell va fer fa vint-i-cinc anys?

Si ens tempta contestar que realment l’ara a què ens referim és el que correspondria a un moment d’aquí a vint-i-cinc anys, en un intent per compensar el decalatge temporal comentat anteriorment, ens podem trobar amb grans contradiccions.

Des de la formulació de la relativitat especial sabem, i quan dic que sabem és perquè ho hem pogut experimentar amb partícules dins els nostres acceleradors, que la velocitat relativa entre dos observadors afecta la manera com els seus respectius rellotges llegeixen el temps. O, en altres paraules, que la vida transcorre a un ritme diferent per als dos observadors (aquesta darrera afirmació és molt més aclaridora que la primera, tot i que alhora és enigmàtica, ja que evita pensar que el problema resideix en els mecanismes dels rellotges).

Amb la relativitat especial sota el braç, avaluem de nou la proposta anterior, la que deia que l’ara que emprarem per al cas de l’amic que és en un dels planetes de Vega serà el que igualarà el nostre ara i el seu «d’aquí a vint-i-cinc anys». I llavors caiem en el compte que, en aquests vint-i-cinc anys de marge, el viatger podria haver decidit, avorrit per aquell solitari món, retornar a la Terra, amb el resultat, increïble però cert, que mentre es mogués cap a nosaltres els rellotges s’anirien desquadrant, el seu avançant més lentament que el nostre. Finalment ho podríem confirmar un cop ens retrobéssim, quan el rebéssim amb un fraternal i mai més ben dit «Que bé que et veig! Per a tu sí que no passen els anys». I és que, literalment, nosaltres hauríem envellit més ràpid que ell.³

Tot de sobte, l’ara que dèiem s’hauria convertit en el nostre futur, un fet totalment contradictori.

La conclusió és que l’ara és un concepte purament local.

Infinits ares

Com que la velocitat de la llum és immensa, a efectes de la nostra humil vida quotidiana tot això que acabem de veure no té cap mena d’importància, i fent una molt bona aproximació podem suposar que som capaços d’arribar a un acord sobre l’ara amb qualsevol altre habitant del planeta. No en va, en un sol segon la llum és capaç de fer set voltes senceres al planeta, de manera que en una videoconferència, o en una trucada telefònica amb qualsevol habitant terrestre, tots dos podrem convenir que ens estem veient, o parlant, en el mateix moment. Acordarem que els nostres respectius ares coincideixen en un de sol.

Però a mesura que agafem perspectiva més enllà de la Terra, aquesta indeterminació del concepte «ara» es fa més evident.

La qüestió encara es posa més interessant degut, novament, al geni d’Einstein. Perquè la seva relativitat, aquest cop la general, ens explica que el temps no sols es veu afectat per la velocitat relativa entre dos observadors, sinó també per la gravetat. I aquest és el KO tècnic que tomba qualsevol definició d’ara que no sigui local. Simplement perquè la gravetat és justament un concepte local. La intensitat de la gravetat és diferent al nivell del mar que al tercer pis de l’edifici del costat. O en un avió a tres mil metres d’altura. O a la Lluna. I la diferència encara és més exagerada entre la que notem a la Terra i a la vora d’un forat negre.

De nou, nosaltres, habitants de la Terra, hem pogut arribar a un acord sobre el temps passant per alt tots aquests efectes, ja que són diminuts i irrellevants a escala planetària. Malgrat això, és interessant notar que algunes de les aplicacions més trivials que emprem cada dia, com per exemple les basades en la tecnologia GPS, necessiten entendre, i compensar, la diferència que presenta el pas del temps entre nosaltres i els satèl·lits que orbiten a vint mil quilòmetres d’altitud. Sense aquesta correcció, els GPS serien incapaços de guiar-nos enlloc.⁴

El problema al qual ens enfrontem és important. Acabem de deduir que el moment actual, l’ara, és un concepte local, i que no té gaire sentit preguntar per altres ares que no siguin els nostres propis, aquí a la Terra. Però havíem vist que l’ara és el punt màgic que ens separa el passat del futur. Si es difumina la idea d’un ara universal, si s’esborra aquest punt de referència tan extraordinari, també s’esvaeix qualsevol intent de fixar fronteres entre el passat i el futur que siguin vàlides per a tothom.

Haig de confessar que tot això em resulta confús i inquietant, com segurament et resulta a tu mentre llegeixes aquestes línies. Potser per aquest motiu vivim d’esquena a aquestes reflexions, probablement per no tornar-nos bojos. I dissimulem, com qui no vol la cosa, pensant que aquests fets tan estranys relatius al temps no tenen gaire relació amb nosaltres.

Però per molt que dissimulem, no podem passar de puntetes per sobre del que, sens dubte, és el gran misteri del temps. Sí, perquè el que acabem de veure no és més que la punta d’un iceberg molt més gros.

Llavors… què és el temps?

Encara impactats després de descobrir com d’eteri és l’ara i alhora que extraordinàriament diferents són passat i futur, ja no podem defugir durant més estona la pregunta que intentava contestar sant Agustí.

Parlant del temps, segur que trobarem mil i una definicions, totes certes però a la vegada incompletes o no del tot satisfactòries. No és increïble? Maneguem constantment el temps, l’utilitzem a cada instant (fixa-t’hi!, acabo d’emprar un terme relatiu al temps!), i no sabem definir-lo d’una forma única i clara.

De vegades, els científics (i també els filòsofs!) recorrem al vell truc de generar magnífiques frases, postulats o fórmules que ens fan quedar a tots com a reis si ens les aprenem de memòria, però que en realitat amaguen un rerefons complexíssim.

Així doncs, per no donar-hi més tombs, i si sant Agustí ens ho permet, podem triar dues «simples» definicions que qualsevol pot trobar en la literatura existent que abordi la qüestió del temps.

La primera és dir que el temps és una coordenada, una entitat a la qual podem atorgar un valor que ens permet situar un fet concret. Igual com tenim tres coordenades espacials amb les quals podem localitzar un objecte, hi podem afegir una quarta coordenada, aquest cop temporal, amb la qual eliminem el dubte de si l’objecte en qüestió el trobarem avui, a les seves coordenades espacials, o si hi era ahir. Aquest plantejament quadridimensional és, de fet, el que s’empra habitualment en el marc de la relativitat i també de la cosmologia.

La segona definició diu que el temps és un regle de mesurar, i que l’utilitzem per calcular les durades de les coses, és a dir l’interval (de temps!) que separa dos esdeveniments. Així, per exemple, diem que la funció de teatre ha durat dues hores, o que l’edat del nostre univers és de 13.800 milions d’anys.

Que senzill, oi? Però només cal reflexionar una mica per adonar-se que no hem definit pas el temps. Simplement hem parlat de la seva utilitat. De com els humans hem après a fer ús pràctic d’una misteriosa entitat amb l’objectiu d’entendre’ns, quedar amb la parella en un lloc i moment determinat, o saber quan sortirem de la feina.

Hi ha una tercera definició possible del temps, molt més profunda, que és incapaç de fer el que els científics (i de vegades els filòsofs) volíem fer, que és amagar la complexitat. Aquesta tercera manera d’entendre el temps ens diu que és el riu que ens transporta des del passat al futur. És el flux continu de les coses i dels fets.

Un flux unidireccional

Només coneixem un camí entre el passat i el futur. Entre l’ahir i el demà. Aquest camí és el temps, o, més ben dit, el pas del temps. A cada granet que cau dins el nostre rellotge de sorra, el futur es converteix en passat. Aquesta transició, que transforma desconeguts instants de futur en fragments inqüestionables de passat, és el que anomenem la fletxa del temps.

La fletxa del temps avança irremeiablement. No la podem aturar. Els dies passen, un rere l’altre, i envellim. Encara no s’ha observat mai el fenomen contrari, que el temps passi cap enrere, un procés espontani de rejoveniment que ens retorni a la infantesa, al mateix moment del naixement i més enrere encara.

Per què? Per què l’únic camí que constatem és cap endavant? Sembla una pregunta ben innocent, però no ho és gens.

La causalitat és la base del funcionament del nostre univers, de la nostra vida. La causalitat ve a dir que els efectes que veiem ara han tingut una causa abans. Trobem els vidres trencats a terra perquè el got ha caigut, ja que anteriorment era sobre la taula. Les restes d’un castell de sorra a la platja ens parlen d’una construcció que existia sencera però que ha sigut colpejada per les ones. Morim perquè abans hem nascut. La causalitat ordena els esdeveniments en el passat, i fins i tot permet fer prediccions més o menys probables sobre el futur.

Entre molts altres processos químics, tots aquells que componen la vida requereixen la causalitat: des de les reaccions que generen l’energia necessària per al funcionament dels nostres òrgans, fins a les que alliberen hormones, envien impulsos elèctrics o canvien les concentracions d’ions i ens fan pensar, recordar, moure’ns, riure o estimar.

Sense una fletxa del temps que sempre avancés, no tindríem causalitat. Els vidres de terra podrien aixecar-se i refer espontàniament un got. Els grans de sorra de la platja s’ordenarien màgicament per regalar-nos un castell. I moriríem sense haver nascut. La fletxa del temps és, per tant, una condició indispensable per a la vida.

El més sorprenent, però, és que aquesta irreversibilitat del temps no està forçada per cap de les lleis físiques que coneixem. No hi ha res, en la física de Newton, en les dues relativitats d’Einstein, o fins i tot en l’enigmàtica mecànica quàntica de Plank i Schrödinger que digui que la lletra t, que es refereix a la variable temps, només pugui saltar cap endavant. Qualsevol de les fórmules d’aquests grans models físics amb els quals intentem entendre la natura permeten, almenys matemàticament, que el temps pugui avançar o retrocedir.

Però el cert és que qualsevol de nosaltres trobarà perfectament natural una seqüència d’imatges que mostri una pilota rebotant contra terra repetidament, perdent alçada cada cop fins que finalment s’atura. I en canvi detectarem ràpidament l’engany si ens passen la mateixa seqüència a l’inrevés, amb la pilota rebotant amb més força, més amunt, partint d’una posició de repòs sobre el terra.

Què és el que fa que el temps vagi només endavant, almenys en totes les circumstàncies i esdeveniments que coneixem, es produeixin aquí a la Terra o allà fora al cosmos?

El lector em perdonarà si ara confesso que la frase anterior, on deia que cap de les lleis físiques conegudes condiciona la direcció del temps, no era totalment certa. Sí que hi ha un lloc a la física, un únic lloc, on el futur ha d’anar sempre per davant del passat.

L’univers que volia augmentar el caos

El segle XIX va ser gloriós per a una part de la ciència que anomenem termodinàmica, que bàsicament estudia els processos físics i químics implicats amb la calor i l’energia.⁵

Entre els grans noms que destaquen d’aquella època, es troba un físic i enginyer francès de nom Sadi Carnot. Preocupat per entendre com maximitzar l’eficiència de les recentment inventades màquines de vapor, Carnot va fer una troballa que marcaria el desenvolupament de la termodinàmica. En concret, va veure que qualsevol màquina, per perfecta que fos, patia una pèrdua de calor durant el seu funcionament. Es podia dissenyar la màquina de forma que reduís aquesta pèrdua, però mai fins a eliminar-la del tot. Aquesta calor perduda es dissipava a l’aire, i, potser el més important de la troballa, aquest fet no era reversible. És a dir, no hi havia forma natural, espontània, que el procés de pèrdua de calor es produís en sentit contrari. En altres paraules, un cop perduda, la calor (que significa, en el fons, energia malbaratada) ja no es podia recuperar.

L’any 1850, un altre científic francès, Émile Clapeyron, analitzant aquestes pèrdues de calor, va fer un segon pas fonamental, en elevar al rang de llei de la natura un fet aparentment sense més transcendència i amb el qual convivim des que arribem a aquest món: sempre, absolutament sempre, en un sistema aïllat i sense més intervenció externa, la transferència de calor es produeix des del cos més calent cap al més fred. Durant el procés, el primer es va refredant alhora que el segon s’escalfa, i la transferència s’atura quan tots dos cossos queden exactament a la mateixa temperatura.

Potser ara mateix t’estàs preguntant a què condueix aquesta descoberta, que avui ens sembla tan natural i simple. Com de vegades passa amb la ciència, troballes que semblen insignificants acaben generant una veritable revolució del pensament.

La part que més ens interessa notar en aquest llibre del que va trobar Clapeyron és que aquest flux de calor és sempre unidireccional. De forma natural, mai s’ha observat el funcionament en sentit contrari, és a dir, que un objecte fred cedeixi calor a un de calent per refredar-se encara més.⁶

En aquells moments, Clapeyron va definir una nova entitat física, que va anomenar entropia. L’entropia era el sumatori total de cada transferència de calor, dividida per la temperatura, produïda al llarg d’un procés. I llavors va postular que, en un sistema aïllat, els processos evolucionen sempre de manera que l’entropia creix (és una manera més elegant d’explicar el que deia Carnot sobre la pèrdua de calor en una màquina, i també equival exactament a afirmar que la transferència de calor progressa sempre des del cos més calent al més fred).⁷

La formulació de l’augment de l’entropia es coneix com el segon principi de la termodinàmica, una de les lleis aparentment inviolables de la natura, segurament una de les més importants que tenim. La natura tendeix sempre a fer créixer l’entropia.

Per seguir avançant en la comprensió de la transcendència del que estem dient, necessitem emprar la imaginació com si fos un potentíssim microscopi que ens permeti observar la natura a petita escala, tal com va fer un importantíssim físic austríac, de nom Ludwig Boltzmann. Armats amb aquest poderós instrument, inspeccionarem el que està passant quan els dos objectes, calent i fred, es posen en contacte.

Si enfoquem la ment sobre el cos més calent, podrem observar miríades de partícules movent-se, agitant-se inquietes, amb espasmes aleatoris. Allò que sembla sòlid es converteix, sota l’augment del microscopi imaginari, en un immens conjunt d’àtoms i molècules vibrant, desplaçant-se i xocant entre elles. Si ara ens centrem en l’objecte més fred, notarem de seguida la diferència. També certifiquem l’existència d’una realitat microscòpica complexa, tumultuosa i aleatòria. Però en aquest cas, i a diferència de la visió anterior, els àtoms que observarem es mouen de forma molt més lenta.

La realitat és que les partícules constituents de la matèria estan sempre en moviment, en trajectòries aleatòries impossibles de preveure de manera individual i que tan sols poden ser estudiades estadísticament. Llavors, allò que anomenem temperatura no és més que una mesura del moviment mitjà de les partícules d’un objecte. Com més calent està l’objecte, més ràpid s’agiten els seus components microscòpics.⁸

Ara ens és més senzill entendre el segon principi de la termodinàmica. Les partícules de l’objecte més calent es mouen amb més rapidesa i xoquen amb els àtoms del cos fred, transferint-los part de l’energia de moviment, és a dir, escalfant-los. Quan els moviments dels grups de partícules s’igualin, el sistema haurà assolit el que anomenem equilibri tèrmic, exactament la mateixa temperatura.

El genial Boltzmann ens va obrir els ulls a una realitat microscòpica formada per batibulls de partícules en moviment constant, un embolic tan important que és una ximpleria seguir el comportament individual d’una sola de les partícules, simplement perquè aquest comportament és irrellevant des del punt de vista de les propietats globals de l’objecte i, a més, perquè seria extraordinàriament complicat fer-ho. En canvi, Boltzmann ens ensenya que podem derivar propietats i comportaments de la matèria partint d’una anàlisi estadística dels seus constituents.

Amb la seva ment estadística, Boltzmann va demostrar que el concepte d’entropia de Clapeyron representava, en realitat, el nombre de vegades que es poden reordenar els components microscòpics d’un sistema sense que ho puguem distingir. Aquesta reformulació del segon principi de la termodinàmica ja no només parla de la pèrdua d’energia de Carnot, o de la transferència de calor de Clapeyron, sinó, ni més ni menys, que de l’ordre (o, més ben dit, del desordre) a la natura: de com podem reordenar els àtoms d’un sistema i obtenir un altre sistema absolutament equivalent i indistingible del primer. Així, d’un sistema en què puguem moure els components microscòpics de moltes maneres sense que el conjunt variï en direm que té una gran entropia. I, si ens hi fixem, des d’aquesta perspectiva hi ha ben poca diferència entre dir «gran entropia» o «gran desordre».

Ens hem d’aturar un moment en aquest punt, ja que és trencador, i, com veurem de seguida, la causa final que existeixi un temps que va endavant i, per tant, de la nostra pròpia existència. El segon principi de la termodinàmica, emprant aquesta entropia que equival al nivell de desordre, i conservant l’enunciat original que deia que l’entropia sempre creix, es converteix en una afirmació brutal, que estableix que la natura tendeix sempre a la màxima entropia, és a dir al màxim desordre!⁹

Amb aquest coneixement, retornem per un instant als dos objectes en contacte, un calent i l’altre fred. Inicialment, just abans del contacte, quan observem amb el nostre microscopi mental els seus àtoms en moviment, atribuirem al conjunt una qualificació d’ordenat. En definitiva, les partícules que es mouen a més velocitat es troben totes concentrades en l’objecte calent, posem per cas el situat a la dreta, i les més lentes a l’esquerra en el fred.¹⁰ Però a penes una estona després del contacte, el sistema s’haurà començat a desordenar, amb àtoms que comencen a moure’s més ràpids mesclats amb altres més lents arreu, a mesura que la calor es transfereix des del cos calent cap al fred. Finalment, assolit l’equilibri tèrmic, i ja sense flux de calor, no podrem distingir on eren originàriament els àtoms ràpids i els lents. És més, podrem agafar imaginàriament¹¹ un àtom qualsevol i moure’l de posició sense que ningú ho pugui notar, perquè tots seran equivalents. Podrem fer un immens nombre de moviments, de reordenacions, sense que en realitat canviï res. És a dir, haurem assolit un estat de gran entropia. De gran desordre.

Clapeyron ja ens havia avisat que el mecanisme de transferència de calor havia d’avançar en una única direcció. I Boltzmann ens diu ara que aquesta direcció unívoca és la del desordre.¹²

Ja tenim fletxa del temps! Un temps que sempre avança cap al caos. La tendència del nostre univers d’augmentar el grau de desordre és el que permet el flux del temps cap endavant.

Ara, amb aquesta importantíssima deducció, podem repassar alguns dels símils que hem emprat anteriorment des de la perspectiva de l’entropia i del desordre. Així, el castell de sorra no seria més que una realitat molt més ordenada, és a dir, amb menys entropia, que quan els grans de sorra es troben dispersats per la platja (un estat de més desordre, de més entropia). L’objectiu que sembla que té la natura d’augmentar l’entropia és el que farà que el destí evolutiu d’una construcció de sorra a la platja sigui acabar en el desordre més absolut, per a frustració del jove constructor. I aquesta mateixa tendència és la que fa que el temps corri en la direcció del desordre, de la destrucció progressiva del castell. És la que li dona direcció unívoca al temps, la que ens permet parlar de passat i futur.

Estarem d’acord que el nostre cervell curtcircuitaria si veiéssim els vidres del got trencat aixecar-se espontàniament de terra i ajuntar-se per recuperar el got original. Seria un esdeveniment contra natura, que aniria del desordre a l’ordre, que disminuiria l’entropia, que violaria el segon principi de la termodinàmica. Que trencaria la causalitat. I això només ho podríem aconseguir aportant energia al sistema, fent una despesa.¹³

La reconstrucció del castell també necessitarà una despesa, una intervenció externa: les mans i l’habilitat d’un nen, que s’ocuparà de la restauració del monument a la platja. Però ara el sistema ja no estarà format només pel castell, la sorra, la platja, el sol, el vent i les onades: s’hi haurà incorporat un nen. Malgrat que, aparentment, amb la seva dedicació l’ordre de la sorra tornarà a créixer, perquè es formarà un castell, el nou sistema en conjunt (que ara inclou el nen) haurà augmentat el desordre, tal com marca l’ortodòxia termodinàmica. Aquest augment de l’entropia vindrà determinat, entre altres coses, per la despesa energètica del jove, les cèl·lules del qual consumiran nutrients per alimentar els músculs. En aquest procés metabòlic es generarà calor, i part d’aquesta calor es dissiparà a l’aire, cosa que crearà un estat clarament més desordenat que quan les seves reserves d’energia estaven contingudes dins les estructures moleculars dels sucres mentre circulaven per la sang.

Resumint, la natura, almenys tal com assenyala la comprensió que en tenim, es veu obligada a dirigir-se sempre des d’un passat cap a un futur en què l’entropia és màxima. És gràcies a aquesta mania de la natura, a la necessitat d’augmentar el desordre, el caos, que existeix un temps que sempre va endavant. Que existeix la causalitat que fa que existeixin les coses. Que fa que existim.

El petit dimoni enemic de la termodinàmica

A mitjan segle XIX, el físic escocès James Clerk Maxwell va imaginar una hipotètica manera de violar el segon principi de la termodinàmica. Ho va fer amb un experiment mental, intentant veure on el conduïa.

Imaginem una capsa dividida en dues seccions per una paret, la qual té un petit orifici que permet comunicar els dos costats del receptacle. Carreguem de gas la capsa i esperem. Segons el segon principi i l’entropia, el sistema acabarà en un perfecte equilibri, amb el gas distribuït uniformement per la caixa, i les molècules movent-se totes a la mateixa velocitat.

Però ara hi situem un petit dimoni controlant el forat. Aquest malvat personatge pren decisions en funció de les molècules de gas que li arriben. Quan es troba amb una molècula un xic més ràpida que la mitjana, la deixa passar al costat esquerre. Similarment, va deixant que les molècules més fredes, és a dir, més lentes, s’agrupin al costat dret. Al final, el sistema mostra just el contrari del comportament normal: un estat de més baixa entropia, de menys desordre. El diable hauria tombat el segon principi de la termodinàmica!

L’exercici serveix per adonar-se que ara el sistema inclou també el petit diable, i que per tant el còmput d’entropia s’ha de fer incorporant-lo a les equacions. Com que no sabem com funciona entròpicament un diable, i encara menys si és nan, podem intuir que, per tal d’acomplir la seva tasca, el malvat operari del forat haurà hagut de fer una despesa energètica, segurament per mesurar la velocitat de les molècules que se li apropen, i també per accionar el mecanisme d’obertura de l’orifici. I, per descomptat, per emmagatzemar d’alguna manera (potser a la seva memòria mil·lenària o en algun dispositiu diabòlic) el coneixement sobre les velocitats que es van acumulant a una i altra banda.

La qüestió és que aquesta despesa energètica haurà fet augmentar la temperatura del sistema (capsa, gas i diable), més que compensant la reducció d’entropia que genera ordenar les molècules del gas. Presentat d’aquesta manera, i resolt així, l’exercici mental resulta senzill. S’ha de dir, però, que han estat molts els científics que hi han reflexionat, intentant deduir quines propietats hauria de tenir el dimoniet per aconseguir violar el segon principi, o, més ben dit, què fa que a la natura no haguem observat mai aquesta violació.¹⁴

Per què?

Hem vist com el segon principi de la termodinàmica ens condueix directament al concepte de la fletxa del temps. I, al seu torn, l’existència d’una fletxa del temps comporta una deducció immediata: per força, el passat de l’univers havia de ser més ordenat que l’estat actual o que el futur. Si no fos així, el temps no avançaria, sinó que retrocediria.

En altres paraules, el Big Bang havia de ser obligadament un estat molt més ordenat, de menys entropia, que l’univers actual. És aquest fet, la diferència d’entropia entre l’univers primigeni i l’actual, el que obre el canal pel qual circula el flux del temps, com l’aigua que cau des del dipòsit superior ple cap a l’inferior, buit.

Perquè… què passarà quan el cosmos hagi assolit un estat de màxim desordre, de màxima entropia? Doncs en aquest estat final, d’equilibri perfecte, el temps deixarà d’estar condicionat a fluir en un sol sentit. En realitat, simplement deixarà de fluir, ja que no succeirà res.¹⁵ El demà passarà a ser perfectament predictible, idèntic a l’ahir. Passat i futur es fondran.¹⁶ Tot això, és clar, si el cosmos no ha trobat una forma d’augmentar sense aturador la seva entropia, sense arribar mai a un valor màxim, en un desenvolupament sense fi que permeti que el temps segueixi fluint. Aquesta qüestió, lligada a una possible (i probable, segons les dades que tenim sobre la taula) expansió eterna de l’espai, genera actualment molt debat dins la comunitat científica.

Però la pregunta clau, entre totes, és sens dubte la següent: per què el nostre univers va néixer amb una configuració tal que el feia més ordenat? No podria haver-se creat, fins i tot amb més probabilitat encara, desordenat?¹⁷ Si hagués passat això, no tindríem fletxa del temps cap endavant.

Una possible resposta ens la dona una visió antròpica de la qüestió. Segons aquest principi, ens podem espolsar de sobre la pregunta anterior contestant que ha d’haver estat així per força, simplement pel fet que existim. La nostra pròpia existència justificaria, per tant, que de totes les possibles configuracions inicials que podria haver triat la natura per construir el nostre univers hagués seleccionat precisament aquella que ha fet possible que estiguem aquí observant un univers que sempre avança en una única direcció i reflexionant sobre el perquè. O, vist d’una altra forma, en qualsevol altra configuració, que podria ser que hagués existit, simplement no hi seríem i, per tant, no estaríem observant cap univers ni reflexionant sobre res en absolut.

Per a molts, però, la visió purament antròpica és poc satisfactòria. En efecte, estaríem més confortables si fóssim capaços de trobar una explicació científica basada en lleis fonamentals, en fórmules, i no només en el sol fet de la nostra existència. Però hem d’admetre que no en tenim, de resposta.¹⁸ Hem de conformar-nos a acceptar que la natura va triar un moment zero en què regnava un estat de més ordre, amb l’energia del nostre univers concentrada en un espai molt reduït que es va començar a inflar enormement amb el procés d’expansió.

De la mateixa manera que deixem oberta la inquietant pregunta de per què havia de començar així l’univers, hem de rendir-nos, de moment, davant la que ens qüestiona per què l’entropia, el desordre, té un paper tan determinant. I, en definitiva, com és que cap de les formulacions físiques que hem construït els humans, almenys fins ara, obliga el temps a anar endavant, més que una innocent fórmula que hem batejat com a segon principi de la termodinàmica i que va començar simplement com un intent per perfeccionar la màquina de vapor.

A hores d’ara, i sempre amb la humilitat que ens hem d’imposar veient les nostres limitacions per interpretar i conèixer la natura, no tenim més remei que assumir que sense un univers perfectament dissenyat per fer créixer sense parar un concepte que hem anomenat entropia, que representa el caos, i sense un estadi inicial, un moment zero, molt més ordenat que l’actual, no tindríem fletxa del temps.

I sense fletxa del temps no hi hauria cap text a llegir, ni cap lector disponible per poder-ho fer.

LES CLAUS DE LA VIDA

› Al nostre univers el temps aparentment sempre va endavant, i a aquest fet l’anomenem la fletxa del temps. És aquest flux unidireccional el que permet la causalitat, és a dir, la relació entre causa i efecte. Sense aquesta direccionalitat els processos físics i químics de l’univers no progressarien i nosaltres no hi seríem.

› No sembla haver-hi a penes res, en les nostres teories físiques, que obligui el temps a anar només en una direcció. Tan sols trobem aquesta restricció en la segona llei de la termodinàmica.

› L’univers va néixer amb un grau de desordre (entropia) menor que l’actual. Aquest fet és el que ha permès que el cosmos estigui viu i sigui dinàmic. S’han desenvolupat estrelles, planetes i galàxies gràcies al fet que l’univers pot evolucionar cap a un estat de major desordre (entropia).

› Hauria estat molt més probable que el nostre univers hagués nascut desordenat. Si hagués sigut d’aquesta manera, potser a hores d’ara el desenvolupament de l’univers hauria arribat a la seva fi.

1. Com a admirador que soc del gran Carl Sagan i de la seva novel·la Contact, no em podia resistir a triar aquesta estrella, entre infinites, per desenvolupar el raonament que segueix.

2. La velocitat de la llum en el buit és de 299.792,458 quilòmetres per segon. En altres mitjans, la llum es mou a velocitats lleugerament menors, i és perfectament possible que una determinada partícula aconsegueixi desplaçar-se per aquell mitjà més ràpid que la llum mateix.

3. Aquest efecte relativista en el temps tan sols és rellevant quan es viatja a velocitats properes a les de la llum.

4. Sense aquesta correcció, els nostres GPS s’errarien aproximadament en uns nou quilòmetres… acumulables dia rere dia!

5. Ens retrobarem amb la termodinàmica en diverses ocasions al llarg del llibre, com quan parlem del funcionament de les estrelles, o de com va anar el debat sobre l’estimació de l’edat de la Terra.

6. Un mecanisme similar al descrit és perfectament possible, com fa a cada minut la nevera de la cuina, per exemple. Però no ho fa espontàniament, sinó a costa d’una despesa energètica que veiem retratada a la factura de la companyia elèctrica.

7. Segons aquest model, la pilota que rebota i s’acaba aturant ho fa perquè, a cada xoc amb el terra, part de la seva energia de moviment es transforma en calor, que escalfa la goma i també el lloc d’impacte, i que després es transfereix al voltant, per exemple a l’aire. D’aquesta manera la pilota va perdent energia progressivament i finalment s’atura.

8. Aquesta és la raó per la qual es pot parlar d’una temperatura mínima de la natura: la temperatura de zero absolut, corresponent a −273,15 °C, que seria la que faria que els àtoms s’aturessin totalment.

En aquest sentit, un termòmetre no és més que un instrument per mesurar el moviment de les partícules.

9. Com veurem en uns instants, assimilar el concepte d’entropia de Boltzmann exactament al grau de desordre no sempre és aclaridor, si abans no som capaços de posar-nos d’acord sobre el que significa estar ordenat o desordenat. Per aquest motiu, aquesta assimilació ha rebut històricament moltes i dures crítiques, però la seguirem emprant en aquest text com una forma entenedora de visualitzar el funcionament del segon principi de la termodinàmica, sense oblidar en cap moment, però, que es tracta d’una simplificació de l’enunciat original de Boltzmann (que en cap cas parla en termes d’ordre o desordre).

10. És una simplificació. Boltzmann ens va ensenyar que les partícules no es mouen totes exactament a la mateixa velocitat, sinó sobre la base d’una distribució estadística, a una corba de velocitats que es troba centrada en un valor mitjà.

11. La imaginació serà un valuós instrument al qual recorrerem en més d’una ocasió en aquesta obra per enfrontar-nos amb realitats tan complexos que només tornant a recuperar l’habilitat que teníem quan érem nens podrem saltar barreres de coneixement aparentment infranquejables.

12. En realitat, i seguint el raonament estadístic de Boltzmann, no es pot descartar que, de manera espontània, un determinat mecanisme violi per un instant el segon principi, i amb el seu moviment aleatori els àtoms trobin per casualitat una configuració absolutament ordenada. Però les probabilitats que això passi són tan petites que per a la majoria de casos pràctics no hi hauria temps suficient al llarg de la història de l’univers per poder caçar un d’aquests esdeveniments.

13. La despesa d’agenollar-nos, recollir els fragments i, molt pacientment, enganxar-los un a un per recuperar el got.

14. Serà que no existeixen els dimonis nans?

15. Més enllà de fluctuacions estadístiques.

16. Poc importarà, ja que en aquells moments farà molt que no existirà en tot l’univers res ni ningú que pugui observar un temps inexistent i fascinar-se davant d’aquest fet.

17. Sí, perquè al cap i a la fi hi ha moltíssimes més formes de crear una cosa caòtica que ordenada.

18. Per descomptat, hem desenvolupat diverses hipòtesis per intentar explicar aquest fet, com per exemple que en realitat només estiguem observant una minúscula fracció d’un cosmos molt més gran, i que aquesta fracció hagués fluctuat en el passat, i de forma aleatòria, cap a un estat de menys entropia. Però aquesta i altres hipòtesis de moment no són més que elucubracions més o menys elaborades sobre un fet que desconeixem.

2

L’origen d’un univers perfecte

Moltes de les «casualitats» de què anirem parlant, i que han estat fonamentals per a l’existència de la vida, es van produir durant els primers instants del nostre univers. En aquells moments es van forjar els fonaments de tot el que vindria a continuació. I quan un reflexiona sobre el moment zero, i sobre els processos que es van desencadenar a continuació, descobreix molts esdeveniments que podrien perfectament no haver estat. O simplement haver estat lleugerament, o molt, diferents. Tot el que va passar, i de la manera en què va passar, ha convertit aquest petit i perdut racó del cosmos en habitable.

Al llarg dels capítols que segueixen repassarem els primers instants de l’univers. Com es van crear les partícules que formen tot el que ens rodeja. Com es van forjar les forces fonamentals de la natura que permeten, per exemple, que els àtoms puguin existir, o que nosaltres tinguem consistència física.

En el nostre viatge a través dels fets primigenis del cosmos, la nostra primera parada serà el mateix moment zero. El moment en què tot va començar i es van col·locar les primeres peces del trencaclosques de la vida.

Cordem-nos el cinturó, perquè ens traslladem a l’instant del Big Bang!

Hi havia una vegada un univers

Sembla lògic pensar que com més gran sigui el nostre univers observable,¹⁹ com més racons tingui, més probable serà que en algun aparegui i es desenvolupi la vida.

Perquè, per molt ben dissenyats que estiguin els paràmetres fonamentals de la natura que afavoreixin la vida, després de la creació de l’univers perfecte quedarà moltíssima feina a fer per generar tot el que veiem aquí, a la Terra. Encara desconeixem els processos que fan que la vida més bàsica aparegui, i ara mateix ens podríem imaginar multitud d’esdeveniments que escombrarien del tot qualsevol intent de desenvolupar vida: des d’impactes catastròfics a morts explosives d’estrelles, o a forats negres massa propers.

Per tant, en un cosmos immens el pes de les xifres ens juga a favor. Tal com anirem veient al llarg del llibre, la part d’univers que som capaços d’observar està habitada per milers de milions de galàxies, cadascuna amb milers de milions d’estrelles, de sols.²⁰ I no cal dir que cada una d’aquestes estrelles acostuma a tenir planetes.²¹ Però no va ser fins ben entrat el segle XX que vam començar a intuir la dimensió del trosset d’univers en què vivim. I la cosa va portar discussions, sorpreses, i també la increïble manca d’autoconfiança del que ha estat el geni científic més gran de la història.

A començaments del segle XX, l’ortodòxia científica parlava d’un univers estàtic descrit, bàsicament, pel que veien els telescopis de l’època, que es reduïa a la nostra pròpia galàxia. La Via Làctia, el nom amb què l’hem batejat, és una entitat enorme. La manera més efectiva que he trobat d’explicar què és una galàxia és la següent: si suposem que una estrella, un sol, és un edifici, llavors una galàxia no és més que una ciutat.

Les galàxies, aquestes ciutats còsmiques, acostumen a ser immenses, plenes d’estrelles. En una galàxia típica les podem comptar per centenars de milers de milions! Igual que les nostres ciutats, podem pensar en les galàxies com a metròpolis que tenen una estructura, com per exemple uns llindars i un centre (molt concorregut, per cert). Venen a ser quasi auto-suficients, i dins una galàxia la vida i la mort se succeeixen amb independència del que passa a les altres ciutats. Així, en una galàxia hi neixen estrelles (es construeixen edificis), que molt més tard moren (s’enderroquen les construccions velles).

Però com també passa a la nostra vida quotidiana, tot el procés de construcció i enderroc es fa a costa del consum de material.²² I tot i que en molts casos s’intenta reciclar el material dels enderrocs per edificar de nou, no sempre és fàcil aconseguir justament els ingredients necessaris si no hi ha cap provisió externa que renovi els components exhaurits. Per tant, de vegades els nuclis urbans, ja sigui degut a la seva tendència a fagocitar-ne d’altres, o justament amb l’objectiu de poder sobreviure, es fusionen entre si, creant macroestructures encara més grans i revifant amb nous recursos l’activitat urbana.

La nostra estrella, el Sol, i nosaltres habitem un barri tranquil de la nostra ciutat galàctica, aproximadament a la meitat del recorregut que va des del centre al límit exterior. Des de la posició que ocupem, quan elevem la vista al cel nocturn contemplem la llum dels edificis que tenim al costat, al nostre carrer. Amb molta sort, si la nit acompanya, podem arribar a captar la feble llum d’estrelles que es troben al barri veí. I en alguns casos remarcables captem la brillantor d’edificis força més llunyans, la qual cosa només pot voler dir que aquestes estrelles són gegants i molt lluents perquè les puguem detectar a tanta distància.

En els mesos d’estiu, quan sortim de vacances fora de les ciutats, ens sorprèn una taca feble i nebulosa de llum, allargada en el cel, que el creua fins a perdre’s a l’horitzó. Va ser justament la visió d’aquesta meravellosa, alhora que subtil, franja de llum la que va inspirar als nostres avantpassats el nom de la galàxia, la Via Làctia, com un camí d’aparença lletosa.

Doncs bé, la part més densa d’aquesta visió estival correspon justament al downtown de la nostra ciutat còsmica: al centre de la Via Làctia, un lloc que és tan lluny del barri on vivim que som incapaços de distingir les estrelles individualment, i tot el que veiem és la llum agregada i difusa dels barris centrals. Una llum, per cert, que va sortir del centre galàctic quan l’home habitava les coves d’Altamira, fa aproximadament 25.000 anys!²³

La cosa es posa molt més interessant amb un telescopi. Perquè amb aquest instrument, com qui surt al balcó de casa equipat amb uns prismàtics, podem allargar la visió i observar estrelles que habiten altres regions de la Via Làctia. Podem, per exemple, dividir la taca nebulosa de la nostra galàxia en estrelles individuals.²⁴

Des de la invenció del telescopi, i amb instruments cada cop més potents, els astrònoms van començar a mesurar les dimensions de la Via Làctia. Les xifres estimades d’estrelles es disparaven. No era tan sols el que es podia veure, sinó justament el que no. La llum i la pols del disc galàctic ens amaguen les regions que, des de la nostra perspectiva de visió, queden situades al darrere. Conscients d’aquest fet, els científics de finals del segle XIX i començaments del XX van dibuixar una ciutat que era immensa. Que probablement contenia milers de milions d’estrelles.

De fet, actualment estimem les dimensions de la galàxia en 100.000 anys llum (que equival a dir un trilió de quilòmetres!), unes xifres tan enormes que no es necessitava res més que la nostra Via Làctia per donar compte de tot l’univers. Si ja és difícil que el nostre limitat cervell pugui manegar-se amb quantitats de l’ordre de les que estem parlant, a qui se li acudiria pensar que la nostra galàxia no era sinó una més entre moltes?

La descripció de l’univers que es tenia, per tant, corresponia a un lloc gegantí però format únicament per la nostra galàxia. I, a més, una galàxia que es trobava en situació estàtica. Per estàtica entenem que, a part d’algunes estrelles suficientment properes perquè es pogués detectar el seu moviment propi quan giren al voltant de la galàxia, no hi havia res que fes sospitar cap desplaçament global. Cap canvi d’estructura rellevant. Cap expansió o contracció de l’espai.

Era, per dir-ho així, un univers feliçment estàtic. I, és clar, si ara era estàtic es podia pensar que sempre ho havia estat. Es tractava, doncs, d’un cosmos etern, en llenguatge científic temporalment infinit, i per tant no es podia parlar en cap cas de res similar a un inici.²⁵ I així pensaven la majoria de científics, entre els quals es trobava un dels genis més destacats de tota la història, i que ja hem trobat al primer capítol: Albert Einstein.

L’any 1917, Einstein va publicar la seva teoria de la relativitat general, un marc magnífic i absolutament trencador que explica com funciona la gravetat. I tan trencador va ser que va sorprendre fins i tot el seu creador.

Després d’un gran aparat matemàtic, la relativitat general es condensava en una única fórmula, quasi màgica, que establia com la massa i l’energia modifiquen la forma, la topologia, de l’espaitemps, i com les deformacions d’aquest, al seu torn, condicionen com es comporta la massa i l’energia.

El concepte d’espaitemps ja havia estat emprat uns anys abans pel mateix Einstein, en parlar de la relativitat especial. Aquesta entitat vindria a ser com el teixit que forma l’univers: un espai, amb tot el que això ens evoca de quan estudiàvem les tres coordenades espacials, però incorporant una nova variable temporal com a quarta dimensió.

En aquest punt vull evitar les complicacions implícites en l’enigmàtic concepte de temps, per la qual cosa m’he proposat mantenir-lo reclòs dins el primer capítol del llibre. Intentaré, per tant, no parlar de les (enormes, extraordinàries, fascinants, però complexes) conseqüències que la incorporació de la dimensió temporal té en tot el que aniré explicant al llarg del llibre. La meva deformació professional farà que vetlli normalment per seguir emprant el terme espaitemps per referir-me al que vulgarment anomenaríem simplement espai. Però no pateixis, abnegat lector, que intentaré complir el compromís de no deixar que la bèstia s’escapi de la primera part del llibre.

Per entendre el que ens explica la relativitat general, podríem pensar en l’espaitemps com una tela elàstica, ben bé com el teixit sobre el qual es mouen els diferents objectes de l’univers. Llavors és molt senzill d’imaginar²⁶ què passa quan es col·loca una bola pesada al mig de la tela: la tela s’enfonsa, i es crea una deformació al voltant seu en forma de pou, més o menys pronunciat en funció de com de pesada sigui la bola que hem emprat. Si per allà a prop circula una altra bola i passa pel costat del pou, en el cas que no porti suficient velocitat per escapar-se’n pot ser que tingui tendència a caure-hi. I si cau, ho farà descrivint una espiral, com l’aigua que marxa pel desguàs.

Doncs bé, Einstein ens ve a dir que la gravetat, que havia estat elevada a la categoria de força de la natura per Newton quasi tres segles abans, no és més que una deformació de l’espaitemps provocada per una massa (o energia): el pou de la tela creat per la bola.

La revolució és brutal! Newton, a la tomba, potser s’hauria irritat en veure com es degradava la seva estimada gravetat de força a deformació, a simple efecte topològic.²⁷ A més, la relativitat general no només explica que un pèsol, una persona, un planeta o una galàxia deformen l’espaitemps i creen, així, el que anomenem gravetat, sinó que la deformació causada, és a dir la gravetat, al seu torn modifica el comportament del pèsol, de la persona, del planeta o de la galàxia, fent que desviï la seva trajectòria.

La criatura que Einstein acabava de crear, però, presentava un comportament que al seu pare no li agradava gens i que va voler, com a bon progenitor, educar. La relativitat general, aplicada a l’univers, dibuixava un cosmos que no era estàtic. Les equacions conduïen cap a un escenari dinàmic, en contracció degut a l’acció de la gravetat acumulada de tota la matèria de l’univers. Einstein, contrariat, va decidir introduir artificialment un nou paràmetre a les seves equacions. L’anomenada constant cosmològica estava pensada per domar les tendències dinàmiques de l’univers que resultaven de la relativitat general, actuant com a força repulsiva per contrarestar la gravetat i obtenir, així, un cosmos estàtic, com tocava.

Però malgrat l’intent de domar les fórmules, la situació d’equilibri forçat era molt inestable. Una breu anàlisi de les equacions mostrava que el joc mutu entre matèria/energia i deformació de l’espaitemps provocaria, quan es produís el més mínim canvi, un efecte en cadena, imparable i creixent, que trencaria l’equilibri i conduiria cap a un univers en ràpida transformació.

Sorpresa! El cosmos és immens!

Aquella va ser una època gloriosa. En qüestió d’anys, al començament del segle XX, la ciència estava reunint les peces més importants del puzle de la natura, algunes a pesar dels seus propis descobridors i enmig de grans polèmiques i discussions. La revolució extraordinària de la relativitat coincidia amb el terratrèmol que la mecànica quàntica va significar per al món d’allò més petit, de les partícules subatòmiques. I una altra de les revolucions que es preparava tenia a veure, de nou, amb l’univers. En concret, amb les seves dimensions.

Feia un cert temps que els astrònoms s’havien fixat, cada cop amb més interès, en uns objectes d’aspecte feble que els observadors telescòpics dels segles anteriors havien anomenat nebuloses. Es creia que aquestes nebuloses eren grans concentracions de gas que brillaven pel fet d’estar calentes. I així era en realitat, almenys en la majoria de casos. Però no totes eren el que semblaven, ni tothom tenia clara la seva naturalesa.

Per exemple, a mitjan segle XVIII alguns agosarats pensadors s’havien atrevit a dir que potser algunes d’aquelles nebuloses eren enormes agrupacions d’estrelles similars a la nostra Via Làctia. I posteriorment, durant el segle XIX, i a mesura que es van anar millorant els instruments òptics, uns pocs d’aquests objectes van anar perdent la característica de simple taca i van començar tímidament a mostrar estrelles. Què eren en realitat? Barris de la nostra galàxia? O potser es trobaven molt més lluny i es tractava d’altres ciutats còsmiques?

En general, a les persones no ens agraden gaire els canvis radicals i som animals de costums. Defensem l’ordre establert, l’statu quo, de vegades cecs a les evidències que ens diuen que estem equivocats. I la ciència no és una excepció (no ho podria ser mai, atès que el desenvolupament científic el fem les persones).

A finals de la primera dècada del segle XX es va obrir una intensa discussió sobre el tema, anomenada històricament el Gran Debat. La posició majoritària de la comunitat científica corresponia al model conservador, el que deia que objectes com ara la Gran Nebulosa d’Andròmeda, una gran concentració d’estrelles, eren satèl·lits de la Via Làctia, i com a tals es trobaven relativament a prop. Per la seva banda, els rebels defensaven que aquelles taques de llum eren altres ciutats, altres galàxies, i per tant eren enormement grans, potser tant com la Via Làctia o més. I que tan sols la seva llunyania explicaria per què les observàvem relativament petites. Pels rebels, Andròmeda no havia de ser una gran nebulosa, sinó una gran galàxia.

Evidentment, cada grup de discussió presentava els seus arguments, sustentats en evidències (poques, i de vegades incorrectes) i suposicions. I així va arribar el punt culminant, el dia 26 d’abril de 1920 al Museu d’Història Natural de l’Institut Smithsonian. Devia ser un d’aquells moments que pagaríem per poder espiar per un foradet. Una important representació dels millors astrofísics de l’època es van reunir per debatre sobre la naturalesa de les nebuloses/galàxies.

Els arguments de la defensa van ser presentats per l’eminent astrònom Harlow Shapley. Entre altres coses, argumentava que la Gran Nebulosa d’Andròmeda no podia ser una galàxia com la nostra, ja que si ho fos allò implicaria que hauria d’estar situada a una distància enorme, de milions d’anys llum, un concepte que semblava senzillament impossible. Un altre argument es basava en unes enigmàtiques estrelles anomenades noves pels astrònoms. Eren astres que, tot d’una, augmentaven la seva llum de forma extraordinària i passaven a brillar amb una potència equivalent a la de tota la galàxia.²⁸ Algunes de les noves s’havien observat a Andròmeda, i això ja parlava de la increïble potència energètica que havien de generar aquells fenòmens perquè poguessin lluir d’aquesta manera des d’un barri allunyat de la Via Làctia. Però de cap manera es podia acceptar que existís un fenomen energètic tan gegantí perquè aquelles estrelles es veiessin tan brillants des de la Terra si de debò Andròmeda estava situada massa lluny, fora completament de la Via Làctia.

La posició dels revolucionaris era defensada per Heber Curtis, un astrònom tretze anys més gran que el seu oponent. Curtis va emprar l’argument de les noves des d’un altre punt de vista, i es va preguntar com era que es detectaven moltes més d’aquelles estranyes estrelles a Andròmeda que a qualsevol altre lloc del cel. Què feia que les noves es concentressin en una regió del firmament? La seva conclusió era que Andròmeda havia de ser en realitat molt gran, immensa per contenir tantes noves. A més, Curtis i els seus seguidors es recolzaven en el fet que s’havien detectat bandes obscures en les observacions d’algunes d’aquelles nebuloses/galàxies, bandes similars a les que ens oculten parts de les zones centrals de la Via Làctia.

Si bé la discussió a l’Institut Smithsonian no va deixar tancada la qüestió aquell mateix dia, sí que va significar un punt d’inflexió. A partir d’aquell moment, a poc a poc es va anar imposant la tesi dels rebels. Visca la revolució! De sobte, en pocs anys de debat, l’univers havia crescut de la mida de la Via Làctia a un espai encara més immens, molt més enllà, segurament insondable, habitat per altres galàxies, cadascuna amb milers de milions de sols!

Tot semblava a punt per a l’explosió final. O hauria de dir inicial?

Necessitem un origen

Així, d’entrada, el fet que l’univers tingui un origen pot semblar poc rellevant. Quina importància té, això? Podria ser etern, tal com hem vist que es creia fins al segle XX, i no canviaria res, oi?

En el primer capítol he parlat del segon principi de la termodinàmica, una llei de la natura que, entre altres coses, ens marca una direcció privilegiada del temps, cap endavant. En aquest avenç sense aturador, els processos que tenen lloc a l’univers van progressant, per exemple, construint estrelles a partir de grans concentracions de gas hidrogen. Però les estrelles, igual que qualsevol altra cosa a la natura, acaben morint. Lentament, però de manera inexorable, el cosmos va envellint, perquè a gran escala les reserves d’hidrogen, tot ell com veurem creat en els primers instants del Big Bang, es van esgotant. De fet, hem pogut estimar que el ritme de naixement de noves estrelles és actualment força inferior al que va ser en l’època daurada de l’univers pel que fa a formació estel·lar.²⁹ En un futur molt llunyà, el nostre univers acabarà habitat per cadàvers d’estrelles³⁰ que ja no emetran llum, i per forats negres (que tampoc n’emeten). I encara molt més tard, els cadàvers de les estrelles desapareixeran a mesura que els components dels àtoms en tot l’univers s’esvaeixin.

Considerant el que acabo de dir, espero que ara sigui més fàcil entendre la importància d’haver tingut un origen. Sense inici, en un cosmos etern, no hi hauria capacitat per crear res, i l’espai seria monòton i avorrit, sense que passés absolutament res. És més, som afortunats de viure en una finestra temporal propera a l’inici, un moment en què el nostre univers segueix estant ben viu, en una fase de maduresa en què els processos de formació estel·lar encara funcionen i les estrelles, grans i petites, il·luminen l’espai amb la seva vigorosa llum.

Però descobrir que l’univers havia tingut un origen no va ser flors i violes. O, més ben dit, potser sí que ho va ser, però les flors tenien abelles amagades, que piquen i fan mal.

En ple debat sobre les dimensions de l’univers, just acabada de formular la relativitat general, un clergue belga que havia estudiat cosmologia a Harvard es va citar amb Einstein en un parc de Brussel·les, aprofitant l’assistència del geni a un congrés el mes d’octubre de 1927. Aquesta trobada ha estat relatada infinitat de vegades pels historiadors, i sens dubte també estaria dins la meva llista d’esdeveniments a ser espiats, aquest cop ajupit darrere d’un arbre proper.

Georges Lemaître havia menjat de la relativitat general del mestre i begut de les equacions que, a partir de la teoria de l’alemany, havia derivat el matemàtic rus Alexander Friedmann. I el clergue havia vist a les fórmules el que el mateix Einstein no hi havia volgut veure: l’univers s’havia d’estar expandint. De fet, Lemaître no estava sol en aquests pensaments. Altres notables científics havien començat a derivar solucions de les equacions de la relativitat general, i el cosmos dinàmic sortia en totes.

Sembla que quan el bo de Lemaître li va ensenyar les seves conclusions al genial Einstein, aquest el va despatxar amb un famós «les seves matemàtiques són correctes, la seva física és abominable». Però al cap de poc temps Einstein visitava l’observatori de Mount Wilson, a prop de Los Angeles, convidat per l’astrònom americà Edwin Hubble. Aquest cop no eren equacions les que l’esperaven, sinó evidències. Hubble acabava de descobrir experimentalment que el cosmos s’expandia.

Per poder fer el seu descobriment, Edwin Hubble es va recolzar en dos grans avenços de la investigació astrofísica durant els anys anteriors. Per un costat, Henrietta Swan Leavitt, trencant els protocols que pràcticament prohibien a les dones fer contribucions importants a l’astronomia, havia establert ni més ni menys que una forma de calcular distàncies a l’espai! Formava part del conjunt de dones que, a l’observatori de Harvard, tenien la tediosa i meticulosa tasca de catalogar les estrelles que apareixien a les plaques fotogràfiques que els astrònoms (homes) capturaven de nit. I va començar a fixar-se en un tipus d’estrelles especials, anomenades cefeides.³¹

Les cefeides són estrelles variables, és a dir, que presenten variacions en la seva llum de forma periòdica. Així, una cefeida augmenta gradualment de lluentor, i un cop assolit un màxim decreix lentament durant dies fins a recuperar la llum inicial, preparada per tornar a iniciar un nou cicle de variabilitat que és continu. Doncs bé, la nostra protagonista va aprofitar el fet que algunes de les cefeides descobertes es trobaven al Gran Núvol de Magallanes, un satèl·lit de la Via Làctia, i per tant eren tan lluny que es podia considerar que totes eren, si feia o no feia, a la mateixa distància respecte a nosaltres.³² Això permetia afirmar que si una d’aquelles cefeides apareixia més brillant que una altra es devia al fet que, simplement, era més lluminosa intrínsecament, de la mateixa manera que una bombeta de 100 watts es veuria més brillant que una altra de 50 watts si totes dues estiguessin situades a la mateixa distància de nosaltres.

Un cop podia comparar la potència de la llum d’aquelles estrelles, el següent pas va ser notar que el cicle de llum de les cefeides, és a dir, el temps que trigava la llum a polsar, a dibuixar la corba de pujada i després baixada, guardava una relació directa amb aquesta potència. En altres paraules, com més potent era una cefeida, més trigava la seva llum a descriure un cicle complet.³³ Per tant, si es mesurava el cicle d’una cefeida ubicada en la nostra galàxia o en qualsevol altra, una mesura força simple de fer, es podia deduir la seva lluentor intrínseca, és a dir, saber si era una bombeta de 100 o de 50 watts. I comparant aquesta lluentor amb la que observàvem des de la Terra, es podia saber a quina distància es trobava la bombeta… vull dir la cefeida. Swan Leavitt acabava d’inventar un regle còsmic per mesurar distàncies!

L’altre pilar sobre el qual Hubble va construir la seva troballa va ser la feina que Vesto Slipher i altres havien fet amb els espectres de llum de les estrelles. Amb molta dificultat, i aprofundint en les observacions que ja havia fet el gran òptic alemany Joseph von Fraunhofer a començaments del segle XIX, els astrònoms havien començat a utilitzar prismes i equips similars per descompondre la llum de les estrelles. El que s’obtenia era un espectre, una banda allargada sobre la qual els diferents colors (longituds d’ona) de la llum quedaven separats. I el més destacable era que aquests espectres mostraven petites bandes fosques en llocs molt concrets.

Anteriorment, els químics del segle XIX havien observat un fenomen similar quan escalfaven, al laboratori, elements químics amb una flama. Cada element acoloria la flama amb tonalitats diferents, i els químics podien emprar els colors per detectar la presència dels elements en una mostra.

L’acoloriment de la flama, o l’aparició de bandes fosques en un espectre, anomenades bandes d’absorció, eren dues cares d’una mateixa moneda. En tots dos casos, l’energia proporcionada per la flama o per una estrella excita els electrons dels àtoms del material i els fa saltar d’òrbita. Al laboratori, el que s’observa visualment és la recuperació de la situació inicial, quan l’àtom retorna al seu estat més estable emetent llum. En canvi, en l’espectre d’una estrella es detecta bàsicament la primera part del procés, és a dir, l’absorció de llum de certa energia, que és emprada per excitar els electrons.³⁴ L’espectre mostra buits simplement perquè aquella llum en concret falta, s’ha consumit excitant electrons.

El més interessant és que cada element químic presenta les seves pròpies bandes d’absorció, ubicades en punts diferents de l’espectre lluminós. És ben bé com un codi de barres,³⁵ una forma unívoca d’identificar la presència d’un determinat element a l’atmosfera de l’estrella.

La qüestió és que a Slipher no li havia interessat tant conèixer quins elements deixaven la seva empremta en els espectres sinó entendre com poder utilitzar el desplaçament que de vegades mostraven les bandes d’absorció en els espectres d’estrelles i galàxies sobre les posicions teòriques. Aquest desplaçament tenia a veure amb un efecte ja conegut en aquells temps, i que porta el nom del seu descobridor, un professor de física txec: Johann Christian Doppler.

L’efecte Doppler es va descriure l’any 1842 per al so i també per a la llum (que llavors es considerava una ona), i tots nosaltres el percebem constantment als carrers quan notem com canvia el to del so d’un vehicle mentre s’apropa a tota velocitat, passa per davant nostre i després s’allunya. El to vira de l’agut al greu a mesura que el front d’ones del so és comprimit pel vehicle quan ve, i en canvi les ones s’expandeixen al darrere un cop el cotxe o la moto ha passat i s’allunya.³⁶ Doncs la llum presenta un efecte comparable, que es pot llegir en les bandes d’absorció. L’espectre d’una estrella o una galàxia que s’apropi mostrarà un desplaçament de la llum cap a longituds d’ona de major energia (el color blau si parlem de llum visible); en canvi, si l’objecte s’allunya el seu espectre estarà mogut cap al color vermell. I la manera de comprovar-ho és comparar la posició de les bandes d’absorció dels elements químics (els seus codis de barres!) respecte al lloc on haurien d’aparèixer en repòs. Si es mesuren aquests desplaçaments, es pot calcular la velocitat a la qual l’objecte s’apropa o s’allunya de nosaltres.

Hubble, l’any 1929, armat amb el regle de mesurar de Swan Leavitt i amb el velocímetre de Slipher, va començar a estimar les distàncies i velocitats de les poques galàxies que llavors es coneixien. I quan les va dibuixar en un gràfic, allà davant dels seus ulls va aparèixer una recta (aproximada) en pendent que creuava pel mig dels punts. Aquella mena de recta cridava ben fort que l’univers s’expandia!³⁷ Posteriorment, Hubble va millorar les observacions, i l’any 1931 ja disposava d’un nou gràfic molt més acurat.

Les mesures mostraven que quasi totes les galàxies s’allunyaven de nosaltres,³⁸ i la inclinació de la recta posava en evidència que com més distant era una galàxia, més ràpidament s’escapava. Justament el valor d’aquest pendent és el que coneixem com a constant de Hubble, i ve a mesurar el ritme d’expansió de l’univers. En aquells primers moments, limitat per les incipients tècniques d’observació emprades, Hubble va calcular que aquest ritme d’expansió feia augmentar la velocitat de recessió dels objectes en uns 170 quilòmetres per segon per cada milió d’anys llum de distància (la xifra inicial de Hubble era força exagerada, i actualment hem situat el valor de la constant en uns 20 quilòmetres per segon per milió d’anys llum).

La relació entre velocitat d’allunyament i distància ha rebut el nom de Llei de Hubble-Lemaître, i es considera un dels pilars fonamentals de la cosmologia moderna.

De la mateixa manera que m’agrada explicar la gravetat de l’Einstein amb una tela elàstica, per parlar de l’expansió de l’univers normalment faig servir l’exemple del globus.³⁹

Si en la superfície d’un globus hi pintem galàxies i l’inflem, podrem observar com totes i cada una de les galàxies s’allunyen de les altres. Cap de les galàxies podrà reclamar que és el centre de res, ja que qualsevol explicarà que ella està quieta i que són les altres les que s’estan allunyant!

Tot i que l’exemple del globus és imperfecte i pot conduir a males interpretacions sobre quina és la forma real de l’univers, l’analogia ens serveix per entendre algunes coses importants de l’expansió.⁴⁰ En primer lloc, com deia, no hi ha cap mena de centre. En segon lloc, les galàxies no se separen perquè es moguin impulsades pels seus motors o òrbites. En realitat, les taques dibuixades al globus estan totes immòbils, i si s’allunyen entre elles és perquè la bufera estira la goma, crea goma entre els punts. L’expansió de l’univers estira l’espaitemps entremig de les galàxies,⁴¹ i l’efecte global és un desplaçament cap al vermell de la seva llum tal com la rebem des de la Terra.

En aquells moments, a Mount Wilson, Albert Einstein va entendre el seu gran error. Havia tingut al davant la predicció teòrica de l’expansió i no l’havia sabut veure. No s’havia cregut les seves pròpies fórmules.⁴²

Si l’univers s’estava expandint, tenia lògica pensar que, si es rebobinava en el temps, s’hauria d’arribar a un origen, a un moment zero, en què tota l’energia de l’univers es trobés confinada en un lloc molt petit. I les implicacions d’aquest pensament eren brutals. L’univers passava de ser etern i estàtic a haver tingut un naixement i ser dinàmic. I potser també a tenir un final.

No tothom va acceptar amb gust aquesta nova hipòtesi. Entre els seus més esforçats detractors es trobava un gran astrofísic britànic, Fred Hoyle.

En un programa de ràdio a la BBC, Hoyle va emprar per primer cop el terme «Big Bang» per burlar-se de la idea que el cosmos tenia un naixement. Era una expressió irònica, que feia referència a una suposada gran explosió com qui detona una càrrega de TNT, un concepte que es desvia totalment d’allò que Hubble havia detectat.⁴³ I ves per on Hoyle va crear la marca comercial del rival. El nom va calar immediatament entre el públic, i es va fer tan famós que ha perdurat fins al dia d’avui.

Posteriorment al descobriment inicial de l’expansió, van venir dues grans proves que la nova hipòtesi va superar de forma molt elegant, cosa que la va convertir en el model acceptat per la gran majoria de científics, fins i tot els que hi eren més reticents.⁴⁴

Partint de les fórmules de la relativitat general, i ja jugant amb l’expansió, els cosmòlegs es van posar a desxifrar com havien hagut de ser aquells primers instants del cosmos. Com a armes, van emprar el coneixement que es començava a acumular sobre una de les reaccions físiques més importants de la natura, la fusió nuclear, de la qual parlaré en detall en un capítol posterior.

En concret, els científics es van atrevir a fer prediccions sobre quina hauria de ser l’abundància d’elements químics al cosmos. Els elements que s’haurien forjat durant els primers instants del Big Bang serien bàsicament hidrogen i heli (juntament amb alguns dels seus isòtops),⁴⁵ i en molta menys quantitat liti. I quan els astrònoms experimentals van observar l’espai i van començar a inventariar-ne el contingut basant-se en l’estudi dels espectres de llum de les estrelles, galàxies i nebuloses, van obtenir unes abundàncies relatives d’aquests elements que quadraven extraordinàriament bé amb les prediccions.⁴⁶

Però sens dubte el cop d’efecte del nou model es va produir l’any 1964.

El descobriment casual que va valer dos Nobel

El 20 de maig d’aquell any 1964, dos físics americans van començar a provar una antena de ràdio a prop de la ciutat de Nova Jersey. Arno Penzias i Robert Woodrow Wilson aprofitaven un equipament que havien construït els Laboratoris Bell uns anys abans amb l’objectiu inicial d’establir comunicacions amb satèl·lits, i que havia quedat obsolet i sense un ús determinat.

Els dos astrònoms volien captar senyals de ràdio, emissions de llum, generats per l’espai intergalàctic. De seguida van detectar un molest senyal de fons que inicialment van considerar una interferència. Era una feble radiació en el rang de les microones, llum de baixa energia. Sens dubte, sospitaven, havia de ser una interferència de la ciutat. Però apuntessin l’antena on l’apuntessin, aquella radiació seguia apareixent insistentment i amb la mateixa intensitat. Semblava que provenia de tot arreu!

La història relata que Penzias i Wilson havien notat que una parella de coloms havia fet niu dins l’antena, i després de fer-los fora l’equipament havia quedat embrutat pels excrements de les aus. Van pensar que la causa de la interferència podia ser allò, però la neteja no va millorar gens la situació: la molesta radiació de microones seguia allà, captada per l’antena i provinent de totes les direccions.

La decepció inicial dels dos científics no va trigar a convertir-se en excitació. Anys abans, el 1948, Ralph Alpher i Robert Herman, cosmòlegs estudiosos del model del Big Bang, havien predit l’existència d’un fons de radiació que s’hauria d’haver generat molt poc temps després del moment zero de l’univers. Aquesta radiació, al començament molt calenta, s’hauria refredat amb l’expansió de l’univers, i en l’actualitat es trobaria en forma de microones, omplint cada racó de l’espai. La predicció havia quedat en l’oblit fins a començaments de la dècada dels seixanta, quan astrònoms de la universitat de Princeton, encapçalats per Robert Dicke, havien actualitzat el model i van començar a construir un aparell que fos capaç de detectar la radiació per confirmar d’una forma indiscutible l’existència del Big Bang. A poc a poc, les peces es van encaixar, i va quedar clar que allò que havia captat l’antena de Penzias i Wilson no era pas una interferència. Era, ni més ni menys, l’eco del naixement de l’univers!

El descobriment devia portar emocions intenses als protagonistes de la història. Els astrònoms de Princeton van quedar decebuts en veure com se’ls escapava de les mans la detecció més important de la cosmologia. Penzias i Wilson passaven a la història i posteriorment, l’any 1978, guanyaven el premi Nobel de física, i la majoria de la comunitat científica es rendia davant les evidències d’un univers en expansió, que havia nascut enmig d’una mal anomenada gran explosió. I els defensors del model d’univers estàtic quedaven definitivament derrotats en no poder explicar satisfactòriament la presència de la radiació còsmica de microones.

Resumint, la predicció dels cosmòlegs establia que, si l’univers realment havia tingut un origen calent, un Big Bang, l’espai hauria d’estar inundat amb la radiació generada en aquells primers moments, una llum que s’hauria refredat enormement i que, a més, es presentaria extraordinàriament homogènia en totes les direccions que observéssim. I aquella predicció s’havia complert de la forma més efectiva possible, amb una detecció casual, i, per tant, gens condicionada o esbiaixada per qui intenta comprovar les seves pròpies hipòtesis.

Ara que hem pogut anar acoblant més peces del gran trencaclosques, tenim una composició força clara de quin és l’origen de la radiació, també anomenada fons còsmic de microones, i de com ens remunta a un passat molt llunyà, quan l’univers tenia a penes uns 380.000 anys de vida.

El Big Bang va posar en marxa el procés d’expansió de l’espai (temps) a partir d’un estat inicial amb temperatures de quintilions de graus. A mesura que progressava rapidíssimament aquesta expansió, el cosmos s’anava refredant, i així és com van començar a aparèixer les primeres partícules fonamentals de la natura, com els coneguts electrons i els potser no tan coneguts quarks (que de seguida es combinarien per formar protons i neutrons, dels quals parlaré en el capítol següent). També l’enigmàtica matèria fosca, de la qual a penes coneixem res més que la seva existència.

A aquesta fase de l’univers li dedicaré un capítol sencer més endavant, ja que la natura no podria haver triat millor les característiques de les partícules fonamentals i de les forces que les fan interactuar. Qualsevol petita variació hauria fet impossible la formació posterior d’àtoms, i per tant de planetes, pedres, arbres, papallones o persones.

Al començament, les partícules acabades de néixer es trobaven mesclades en una mena de sopa que anomenem plasma. A les temperatures regnants en aquells primers moments, qualsevol intent d’un electró per combinar-se amb algun dels protons, tot just acabats de formar, era frustrat immediatament per l’acció de la potentíssima radiació electromagnètica, que era llum en forma d’energètics rajos gamma. El resultat era una interacció constant entre els fotons de llum i el dens plasma, especialment els electrons, pels quals la llum sembla tenir predilecció.

Interaccionar significa que hi ha una transferència d’energia: de manera similar a un xoc, les partícules intercanviaven moviment, i els fotons, en interaccionar amb els electrons, van anar perdent o guanyant energia a costa d’escalfar (accelerar)⁴⁷ o refredar els electrons, en funció de quina de les dues partícules transportava més energia. Així, i gràcies a aquesta interacció constant, la barreja del plasma, compost per partícules, i els fotons de llum es trobava en perfecte equilibri tèrmic.

Però resulta que un sistema en equilibri tèrmic pot ser descrit físicament amb independència de quines són les condicions inicials dels seus components, perquè després de tantes interaccions i intercanvis energètics cap de les partícules o fotons recorda com era originalment. En altres paraules, i per al que ens interessa ara, la informació que la llum portava originalment del Big Bang s’havia perdut per sempre amb tant de xoc.

A mesura que avançava la ràpida expansió de l’univers, disminuïa la densitat d’electrons, és a dir, del nombre de partícules en un mateix volum d’espai, de manera que el ritme de les interaccions entre els fotons de llum i els electrons va anar baixant espectacularment. Per exemple, i segons els models de què disposem, s’estima que quan l’univers ja tenia setanta anys de vida un fotó de llum només xocava amb un electró tres cops per setmana.

De totes maneres, el moment clau en què es van aturar les interaccions no va arribar per la disminució gradual de la densitat dels electrons, sinó de forma brusca, quan la temperatura va baixar prou per permetre que els electrons es combinessin amb els protons per formar àtoms (bàsicament hidrogen i heli), i d’aquesta manera els molestos electrons en estat lliure tot d’una van començar a desaparèixer. Aquest procés, que anomenem recombinació, va tenir lloc uns 250.000 anys després del Big Bang, quan l’expansió havia refredat el material fins a 3.760 K.⁴⁸ I en desaparèixer els electrons la llum es va trobar alliberada, per primer cop des del moment zero, i va poder viatjar i travessar l’espai sense a penes interaccions.

La recombinació va progressar de forma ràpida. En uns 130.000 anys més, el nombre d’electrons lliures havia disminuït tant que els fotons ho van celebrar viatjant pràcticament per tota l’extensió de l’univers sense trobar-se’n cap;⁴⁹ és l’època que anomenem de la darrera dispersió. Per tant, la informació de com era aquell univers infant, que tenia tan sols 380.000 anys d’edat, va quedar preservada en la radiació que va inundar tot l’univers. I és justament aquesta llum, la radiació que va quedar alliberada en el moment de la darrera dispersió, 380.000 anys després del Big Bang, la que omple uniformement l’univers i que rebem avui, quasi 14.000 milions d’anys després, com a fredes microones.⁵⁰

Les conseqüències de la detecció del fons còsmic de microones han estat immenses. Els científics n’han extret informació valuosíssima sobre com van ser el Big Bang i els primers moments. Codificades dins d’aquesta radiació, hi ha les empremtes del naixement del nostre univers.

L’antena de Penzias i Wilson va rebre la radiació a la temperatura equivalent que un cos ideal, que en física anomenem cos negre, emetria si estigués a 3,5 K.⁵¹ Però en realitat la mesura dels dos astrònoms estava condicionada per la capacitat de la seva antena i les limitacions imposades per l’atmosfera del nostre planeta, que filtra part de la radiació que ens arriba de l’espai, de forma que estaven captant tan sols una part de la radiació (per cert, igual com la vam captar involuntàriament molts de nosaltres quan teníem a casa receptors analògics de televisió o de ràdio. Els aparells rebien part d’aquesta llum del Big Bang, que apareixia quan, acabades les emissions, les pantalles s’omplien de neu, o quan els canals buits feien cruixir els altaveus amb estàtica).

Actualment, amb satèl·lits a l’espai⁵² i globus elevats sobre indrets extremadament secs,⁵³ hem pogut analitzar amb extremada precisió el fons còsmic de microones, i n’hem establert la temperatura mitjana en 2,7255 K, que per tant es pot considerar també la temperatura mitjana de l’univers. Aquesta precisió, així com les que veurem més endavant, que ens van mostrar que hi havia petites fluctuacions de temperatura, representa un dels èxits més grans de la cosmologia moderna atesa l’extrema feblesa de la radiació, i més encara quan es té en compte que el nostre planeta emet moltíssima més radiació, cosa que ens complica els mesuraments, simplement perquè està calent.

La radiació de microones, i la seva temperatura mitjana, és increïblement uniforme, miris en la direcció que miris (d’això en diem isotropia). I la isotropia ens parla d’un univers que també és bàsicament uniforme a gran escala.

Aquest fet pot sobtar, ja que quan observem al nostre voltant el cosmos no pot ser més heterogeni. Ara mateix tinc una impressora a la meva esquerra, i la pantalla d’ordinador al davant. A la meva esquena hi ha uns dos metres d’habitació sense gaires objectes, allò que anomenaríem pràcticament espai buit, fins a arribar a la prestatgeria recolzada a la paret, un lloc ple de llibres. Si agafem un xic més de perspectiva, la cosa no millora. La Terra, contemplada des de l’espai, deixa veure les seves irregularitats en forma de continents de perfils diferents, amb masses d’aigua i grans formacions de cotó blanc circulant per l’atmosfera. El Sistema Solar segueix sent un clar exemple d’heterogeneïtat: no té res a veure el Sol amb Mercuri, ni Mercuri amb Urà. Si el visitant d’un altre univers entrés en el nostre i aparegués sobre la superfície de Venus —un infern, per cert—, de les seves observacions no en podria deduir cap propietat que fos aplicable globalment a tot el Sistema Solar, i molt menys encara a tot l’univers.

Podríem seguir així, fent zoom invers i allunyant-nos del nostre planeta, i seguiríem trobant-nos amb la desigualtat, amb galàxies grans com la nostra, de bonica forma espiral, al costat d’altres de més petites, irregulars, i amb enormes concentracions amb milers de galàxies, agrupades per gravetat en cúmuls immensos, rodejades d’espais encara més insondables quasi totalment buits.

Però resulta que, si no defallíssim i seguíssim l’exercici d’agafar més i més perspectiva, arribaríem a un punt en què observaríem un espai perfectament homogeni. Ens seria igual mirar a la dreta o a l’esquerra: arreu contemplaríem una macroestructura formada per llargs filaments de matèria on s’han concentrat milions de galàxies i zones molt més grans que ens apareixerien buides, d’una manera molt similar a com es veu l’interior d’una esponja. Des d’aquesta perspectiva, no tindríem pas orientació: no hi ha cap direcció privilegiada, cap costat diferent de l’altre.

El nostre univers es mostra brutalment homogeni a escales superiors a uns 300 milions d’anys llum, i aquesta uniformitat es reflecteix en la temperatura de la radiació còsmica de microones en qualsevol direcció, que és pràcticament idèntica. Aquest fet, el de l’enorme isotropia de l’univers, és conegut com el principi cosmològic, i es pot traduir de la forma següent: a gran escala, no hi ha llocs de l’univers més afavorits o especials que altres. Qualsevol regió del cosmos és pràcticament idèntica a una altra i serien indistingibles.

Des del punt de vista de la nostra comprensió de la natura, el principi cosmològic és essencial perquè puguem aplicar les equacions de la relativitat general a l’univers com un tot, i simular, per exemple, com serà el seu destí final. Si no existís aquesta homogeneïtat de l’espai, ens seria impossible disposar d’una descripció relativament senzilla del cosmos per poder jugar-hi. I al mateix temps el principi cosmològic no deixa de ser una píndola d’humilitat, perquè no hi ha res en el nostre racó d’univers que no es pugui trobar en qualsevol altre lloc. També la vida?

Beneïdes asimetries!

Si bé, pensant en gran, que l’univers sigui homogeni no sembla mal assumpte, ja que d’alguna forma multiplica les possibilitats que tot el que ha passat aquí i que ha conduït a l’aparició i desenvolupament de la vida pugui haver succeït a altres indrets, la veritat és que precisament la vida no és gaire amiga de la uniformitat absoluta.

Reflexionem-hi un instant. Els processos químics, tots els que ens fan funcionar, progressen a partir d’asimetries, que en llenguatge més tècnic anomenaríem gradients, i que són diferències de densitat, de temperatura, de pressió, electroestàtiques o de qualsevol altre paràmetre que fan que passi alguna cosa, que els reactius es transformin en productes. D’una manera similar, i a una escala immensament superior, en un univers perfectament uniforme no s’hauria pogut formar cap estructura. Com hauria pogut posar-se en moviment la gravetat per anar condensant grumolls de material per formar estrelles i galàxies? En un espai perfectament uniforme, sense cap direcció privilegiada, un àtom d’hidrogen qualsevol no tindrà cap interès especial a moure’s cap a la dreta o cap a l’esquerra. Tant li fa. I el moviment estadísticament aleatori li complicarà l’existència a la gravetat, que brega per poder reunir enormes quantitats d’àtoms d’hidrogen i fabricar una estrella, i després encara reunir-ne molts més per construir galàxies plenes d’estrelles.

Posats a triar, l’univers perfecte que desitjaríem seria molt homogeni a gran escala, però no tant per impedir que es poguessin engegar processos, ja fossin de formació galàctica o de transferència elèctrica entre neurones. I com que no seríem aquí sense estrelles, galàxies ni processos bioquímics, és evident que la perfecció del nostre univers ha hagut de veure’s enterbolida amb imperfeccions des del primer moment. Però què són i com es van formar aquestes imperfeccions en un univers que s’expandia a partir d’un Big Bang simètric i homogeni?

Recuperem el fons còsmic de microones. Quan els científics van començar a crear mapes del cel mesurant amb exquisida precisió la temperatura d’aquesta radiació, durant la dècada dels noranta del segle passat, es va posar en evidència que, sota una disfressa d’homogeneïtat, en realitat hi havia diminutes irregularitats, anomenades anisotropies, que anteriorment havien passat desapercebudes. Els mapes mostraven zones del cel des de les quals el fons còsmic ens arribava un xic més calent, i altres zones amb temperatures més baixes. Una anàlisi detallada de les fluctuacions que s’observaven va mostrar unes desviacions en les temperatures entre punts de l’ordre d’un 1 per mil. A què eren degudes aquestes diferències de temperatura?

Els científics de seguida ho van tenir clar: la causa era el moviment del nostre planeta a través de l’espai. En efecte, la direcció cap a on ens movem en un moment determinat ens mostra uns fotons de radiació un xic més estirats cap al blau, degut al desplaçament Doppler de què ja hem parlat anteriorment. I per contra, quan observem la cua del nostre camí, veiem radiació desplaçada cap al vermell. Captar radiació blava o vermella equival a dir més calenta o més freda, ja que la llum de color blau transporta més energia que la vermella, i això és el que explica les diferències de temperatura del fons còsmic de microones.⁵⁴ Per tant, no es tracta de diferències de temperatura inherents a la radiació còsmica, sinó simplement de la conseqüència que ens desplacem. I aquí acaba el misteri. O potser no?

La sorpresa va ser que, quan els cosmòlegs van compensar les diferències degudes a l’efecte Doppler, per sota van aparèixer unes altres anisotropies molt més petites, aquest cop diferències de temperatura de l’ordre d’1 entre 100.000, tan diminutes que per aquesta raó abans dèiem que el fons de microones és tan homogeni, i és per aquest motiu que les fluctuacions no havien estat detectades abans. I quina importància té l’existència de petitíssimes fluctuacions de temperatura? Immensa.

El fons còsmic de microones és com una fotografia de com era l’univers poc temps després de néixer, i les diminutes anisotropies que presenta ens diuen que ja llavors, molts milions d’anys abans no es formessin estrelles i galàxies, quan tot just es creaven els primers àtoms, el cosmos no era perfectament homogeni: hi havia punts un xic més calents que altres, indrets quasi imperceptiblement més densos, que funcionarien com a llavors al voltant de les quals, temps més tard, s’agruparia la matèria per convertir l’espai en l’univers heterogeni que avui observem dins l’habitació, del Sistema Solar, o quan contemplem un cúmul de galàxies.

Com es van formar aquestes llavors? El model tradicional del Big Bang resolia la qüestió recorrent a la quàntica. Segons aquesta teoria, l’espai buit, com veurem amb més detall un xic més endavant, no existeix. La realitat submicroscòpica és un batibull de partícules⁵⁵ que apareixen espontàniament i s’aniquilen quasi immediatament sense que es puguin detectar.⁵⁶ I la mecànica quàntica també diu que l’atzar és un component intrínsec de la natura, de forma que en un espai «buit», i com a conseqüència del bullir de partícules que no hi eren, que ara hi són i que en un obrir i tancar d’ulls desapareixen de nou, es poden produir diminutes fluctuacions, inhomogeneïtats quàntiques.

Molt bé, però com s’ho van fer aquestes imperceptibles fluctuacions a escala quàntica, que són impossibles de mesurar, per créixer tant que poguessin deixar una empremta perfectament detectable en el fons còsmic de microones? A pesar dels enormes èxits de la teoria del Big Bang, començaven a acumular-se un seguit d’incògnites, de fets com el que acabem de comentar de les fluctuacions que més endavant donarien lloc a l’existència d’estructures a l’univers, que el model del Big Bang no podia explicar de forma satisfactòria.

Auxili, tenim problemes greus!

Malgrat això, històricament no va ser la qüestió de les anisotropies la que va fer que els cosmòlegs es plantegessin que el model del Big Bang necessitava passar pel quiròfan. Hi havia tres grans problemes, molt més enigmàtics, que eren tan importants que no es podia tancar els ulls i fer com si no existissin.

Una d’aquestes contrarietats va rebre el nom del problema de l’horitzó, i diu així: si observem la radiació de microones a la nostra dreta, i després, a la nostra esquerra, trobem, com he explicat anteriorment, que l’univers es presenta extraordinàriament homogeni (excepte les petites fluctuacions de temperatura, que són per tot arreu), aquest fet ens aixeca una pregunta inquietant: com s’ho ha fet l’espai per assegurar una isotropia tan perfecta en regions que es troben tan separades entre si que la llum mai no ha tingut temps de posar-les en contacte?

Actualment sabem, precisament gràcies a l’estudi del fons còsmic de microones, que l’edat del nostre univers és de 13.800 milions d’anys. Com que el viatger més ràpid de la natura és la llum, en tota l’existència de l’univers aquesta no haurà pogut recórrer més de 13.800 milions d’anys llum en qualsevol direcció. La radiació de microones que ens arriba de la dreta ha estat viatjant fins a nosaltres durant pràcticament tota la vida de l’univers. I la que prové de la nostra esquerra també. Una ràpida reflexió ens porta a deduir que els punts que ens envien aquesta radiació, el de la dreta i el de l’esquerra, es troben separats per una distància que és molt més gran de la que la llum ha tingut temps de creuar des del moment zero.

Si la llum no ha pogut posar en contacte regions molt separades de l’espai, com és que mostren les uniformitats que observem? Al cap i a la fi, una uniformitat, com per exemple l’equilibri tèrmic, s’assoleix amb l’intercanvi de partícules (inclosa la llum) que transporten energia d’un lloc a un altre i la distribueixen. Com sabia un punt llunyà de l’univers que havia d’estar pràcticament a la mateixa temperatura que un altre si mai no s’havien parlat?⁵⁷

El nom d’aquest problema prové del significat de la paraula horitzó en cosmologia, referint-se al llindar a partir del qual un observador qualsevol ja no pot observar res, és a dir, la frontera que limita una bombolla imaginària al voltant de l’observador que conté l’espai que la llum ha tingut temps de travessar des del Big Bang.

Els punts de l’exemple, a la dreta i a l’esquerra, tenen horitzons que no coincideixen, estan totalment aïllats un de l’altre. Són dues esferes de quasi 13.800 milions d’anys llum de radi que no han coincidit mai encara.

Una resposta fàcil al problema de l’horitzó seria acceptar simplement que quan l’univers va néixer ja ho va fer en perfecte equilibri, i que aquest equilibri s’ha pogut conservar fins ara. Però normalment en ciència no ens agrada gaire explicar la natura amb suposicions forçades, i tots ens sentiríem més còmodes si poguéssim trobar una explicació que no requerís obligar l’univers a haver nascut d’una determinada manera.

A banda, al problema de l’horitzó se n’hi suma un altre, que anomenem el de l’univers pla.

Les equacions de la relativitat general contenen un paràmetre que descriu quina geometria pot tenir l’espai, l’univers. I en general hi ha tres possibles opcions.

La primera i més senzilla és que es tracta d’un espai pla. En un univers d’aquest tipus funciona la geometria que vàrem aprendre a l’escola de petits, anomenada euclidiana. La que, entre altres coses, diu que els angles d’un triangle sempre sumen cent vuitanta graus, o que dues rectes que són paral·leles no es creuaran mai. En dues dimensions, podríem assimilar l’espai pla a un full de paper.

La segona modalitat d’espai possible és que sigui corbat i tancat. En dues dimensions, seria similar a la superfície d’una esfera. En aquest cas no funciona la geometria euclidiana, i per exemple dues rectes paral·leles es van acostant fins a coincidir (si s’allarguen dues rectes paral·leles des de la superfície de la Terra en direcció nord, es creuaran justament quan arribin al pol nord). I els angles de qualsevol triangle sumen més de cent vuitanta graus.

La tercera forma d’espai és també corbat però obert, un xic més complicat d’imaginar. En dues dimensions seria com una cadira de muntar. Així, si des del cim de la cadira tiréssim dues rectes inicialment paral·leles, s’anirien obrint i separant progressivament a mesura que baixessin per un dels costats. Els angles d’un triangle sumarien menys de cent vuitanta graus.

En els exemples anteriors hem emprat símils gràfics en dues dimensions, perquè amb les nostres tres dimensions habituals som incapaços de visualitzar l’espai (almenys, així ho confessa qui escriu aquestes línies). És temptador, per tant, pensar en l’univers com si fos un full si diem que és pla, o com una esfera si diem que és tancat, però això comportaria una enorme simplificació.

Novament, gràcies a l’estudi de la radiació còsmica de microones, de l’expansió de l’univers, i de la seva composició, hem deduït que el nostre univers és de geometria plana. En realitat, per les mesures que actualment tenim, seria pla amb un error aproximat de tan sols un 5 per mil.

Aquest fet representa un enorme problema. Perquè, posats a fer, l’univers podria haver decidit ser de moltes maneres. En realitat, infinites. Infinites formes tancades i obertes. Amb un xic més o menys de curvatura cadascuna d’elles. Un rang interminable de formes per escollir. Però resulta que només hi ha una sola manera de fer un univers pla. I és justament fer-lo perfectament pla! Qualsevol cosa que s’allunyi de ser perfectament pla serà corbada, oberta o tancada, ni que sigui lleugeríssimament.

La cosa es posa encara més interessant quan ens adonem que, segons la relativitat general, un univers que se separi de ser pla, ni que sigui per un instant, tendirà, amb l’expansió, a amplificar de forma exponencial la seva curvatura. En altres paraules, si l’univers ens sembla pla avui, vol dir que devia ser encara molt més perfectament pla en el passat. Tant com per ser pla amb un error d’una bilionèsima de bilionèsima de bilionèsima de bilionèsima de bilionèsima part.

La pregunta és, doncs, evident: com s’ho ha fet, l’univers, per aparèixer tan extraordinàriament pla? Hem de tornar a recórrer a l’explicació senzilla? La que diu que així són les coses perquè així eren quan tot va començar?

Hi ha un tercer problema afegit, que es coneix com el dels monopols. El model del Big Bang prediu l’existència d’una mena d’objectes que s’haurien format en els primers instants de l’univers, que vindrien a ser com imants però només amb un sol pol. Els monopols, però, mai no s’han detectat, ni tenim cap indici que apunti que en tot l’univers observable n’hi hagi algun.

Tots tres junts, els problemes de l’horitzó, de l’univers pla i de la inexistència aparent de monopols ataquen les bases del model del Big Bang, i han portat de corcoll els cosmòlegs des de fa molts anys. De fet, si el model no fos tan magnífic i ens aportés tantes prediccions i correlacions amb l’univers que observem, els tres problemes serien suficients per desautoritzar-lo del tot. Però… qui s’atreveix a enderrocar un edifici tan sòlid com el del Big Bang sense poder reemplaçar-lo amb una teoria que pugui estar al seu nivell?

L’any 1981 un astrofísic britànic, Alan Guth, va introduir una millora en el model que podia donar resposta als tres problemes. Aquesta millora ha estat refinada posteriorment i acceptada de forma majoritària per la comunitat científica. Es tracta de la inflació.

No, no estaríem parlant d’un increment imparable de preus, tot i que també es tracta d’una pujada, o, més ben dit, d’una expansió gegantina. El model inflacionari diu que en els primers instants de l’univers aquest va patir una expansió de caràcter exponencial; hauria crescut tant en tan poc temps, de fet, que els tres problemes anteriors quedarien elegantment resolts.

Per una banda, els punts de la nostra dreta i de la nostra esquerra que ens fan arribar la radiació còsmica i que veiem amb una extraordinària uniformitat haurien estat en contacte en el passat. La inflació els hauria allunyat entre si quan ja es trobaven en equilibri tèrmic, i en un no-res els hauria situat tan distants que des de llavors la llum ja no hauria tingut temps de tornar-los a comunicar. D’acord amb això, no seria estrany que tot l’univers observable estigui en equilibri tèrmic i sigui homogeni simplement perquè tot aquest univers observable va estar concentrat en un espai diminut que la llum podia creuar, i després la inflació va estirar l’espai bestialment i ho va separar tot de tot.

Pel que fa al problema de l’espai pla, la inflació hauria convertit un cosmos que no tenia per què ser pla en trossets que aparentment ho semblen, de plans, de la mateixa manera que un full de paper ens sembla pla a pesar que està situat sobre l’esfera terrestre, en un espai que no en té res de pla. O, tornant al nostre estimat globus, seria com una goma que s’hauria estirat tant que, localment i fins on arriben els nostres instruments, semblaria com si l’espai fos pla.

I el problema dels monopols queda solucionat simplement per un efecte de dilució. La inflació hauria creat un univers immens, molt més gran que el diminut bocí que n’observem i que ens rodeja, de manera que els monopols haurien quedat distribuïts al llarg d’aquest univers gegant, i per tant seria perfectament normal que encara no n’haguéssim detectat cap.

Les xifres de la inflació són difícilment imaginables. El model més acceptat ens diu que, quan l’univers tenia tan sols una centmil·lèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de segon (respira un moment, si us plau), la nostra regió d’univers observable hauria crescut des de la mida d’un àtom a un objecte de 15 metres de diàmetre (!!!!) en només una deumil·lèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de segon! (respira, descansa i reflexiona).⁵⁸

Amb aquest creixement tan enorme i quasi instantani, la inflació també hauria permès que les indetectables fluctuacions quàntiques, de naturalesa atzarosa, creixessin exponencialment i quedessin preservades per sempre més, donant lloc a les anisotropies que avui detectem en el fons còsmic de microones. Des d’aquesta perspectiva, la inflació no només va crear un univers encara més gegantí, sinó que addicionalment hauria plantat les llavors que la gravetat empraria per a fer totes les estructures que veiem al cosmos, inclosos nosaltres.

Un cop consumida la inflació, després del període brevíssim però brutalment expansiu de l’espai, l’univers hauria seguit evolucionant segons el model normal del Big Bang, amb un ritme de creixement molt més suau. Així és com el model inflacionari i el del Big Bang enllacen: el primer precedeix el segon.

Què hauria posat en marxa la inflació, però? I què l’hauria aturat? Actualment, els detalls per contestar aquestes preguntes marquen les fronteres de la investigació de la cosmologia moderna. Conformem-nos a apuntar que tot sembla indicar que existia un camp d’energia associat a una partícula primigènia que s’ha batejat amb el nom d’inflató, i que va ser aquesta energia la que va estripar l’espai.

No hauríem d’acabar el tema de la inflació sense fer el comentari següent: el model també prediu que el procés de creixement sobtat i exponencial s’ha aturat en el nostre univers observable, però no té per què haver-ho fet en altres regions remotes de l’espai, fora completament de la nostra possibilitat d’observació. Així, l’esquema que prediu el model inflacionari és el d’un espai que té regions que han evolucionat completament a ritmes diferents, cosa que dona com a resultat l’aparició d’enormes bombolles-universos totalment deslligats entre ells.

Som les impureses que trenquen un buit quasi complet

Amb tot el desenvolupament de coneixement cosmològic que acabem de veure, els científics tenien les joguines que necessitaven. Per una banda, els models teòrics, basats en les equacions de la relativitat general, permetien simular models diferents d’universos, i el comportament d’aquests cosmos a gran escala es podia predir jugant tan sols amb uns pocs paràmetres, com ara la densitat d’energia i de matèria de l’univers. Per l’altra, el valor d’aquests paràmetres no pot ser qualsevol, ja que queden acotats per les observacions experimentals, com ara els estudis de supernoves llunyanes, la distribució de galàxies, i sobretot l’anàlisi de la radiació còsmica de microones.

El resultat de tot plegat és el model cosmològic que anomenem estàndard, i que molt resumidament ens diu que el nostre univers té uns 13.800 milions d’anys d’antiguitat, que segueix en expansió (accelerada, com veurem tot seguit), i que, de tota la matèria i l’energia que conté, només un 5 per cent té forma de matèria ordinària, composta per àtoms i, per tant, de la que forma les estrelles, els planetes, les galàxies, les roques, els arbres, les papallones i les persones.

I l’altre 95 per cent del contingut de l’univers? Doncs encara avui en dia representa un enorme misteri, ja que està format per dues entitats de les quals sabem ben poc i que han rebut el nom de matèria i energia fosques.

Abans no entrem en el detall d’aquestes enigmàtiques formes de matèria i energia, hem d’aturar-nos uns instants per agafar perspectiva i veure la buidor del nostre univers. Sí, perquè en aquest apartat estem parlant del que conté (matèria ordinària, matèria fosca i energia fosca), però el protagonisme absolut de l’univers no el té el contingut del cosmos, sinó l’espai buit.

La raó d’aquesta buidor s’ha de buscar en les extraordinàries dimensions de l’univers. Els humans estem condicionats pels nostres sentits. Quan observem una imatge del telescopi espacial Hubble, ens meravellem amb les grans concentracions de galàxies, milers, cadascuna vibrant amb milers de milions de sols i bilions de planetes. Però els ulls ens enganyen. La nostra atenció és atreta per la llum, els punts brillants que semblen omplir l’espai, i no ens fixem en els immensos espais buits que hi ha entre els punts.

Et convido a fer l’exercici següent: contemplar una fotografia astronòmica que mostri estrelles o galàxies, i sense deixar de mirar-la imaginar com de grans són en realitat els objectes que hi apareixen. Les estrelles són sols, alguns molt més grans que el nostre, i les galàxies són gegantines agrupacions d’estrelles. Perquè les galàxies apareguin tan petites, perquè les estrelles es mostrin tan sols com a punts sense cap mena de detall… com de lluny han d’estar de nosaltres! Amb una mica d’esforç, la teva ment pot entrar dins de la fotografia i navegar en tres dimensions. I és llavors quan entens que el que et mostra la imatge no són estrelles, planetes o galàxies; el que tens al davant és un immens espai buit, tacat aquí i allà amb uns pocs objectes.

Un cop vaig intentar calcular què significava aquesta buidor de manera que pogués ser entesa pels nostres limitats cervells, i l’exemple que vaig construir és el següent: per simular com de ple (més ben dit, com de buit) està el nostre univers, hauríem d’agafar la novena part d’un granet d’arròs, esmicolar-lo i distribuir el polsim resultant dins una esfera buida de la mida de… la Terra! Si tornés a venir el visitant provinent d’un altre univers a què m’he referit abans i contemplés el nostre com qui observa una capsa, arribaria a la conclusió que la capsa del nostre cosmos no conté absolutament res. I seria, sens dubte, una conclusió d’una precisió científica exquisida.

És esfereïdor pensar en aquesta quasi perfecta buidor de l’univers, i alhora és emocionant reflexionar sobre el fet de la vida. Som aquí, amb els nostres amors, emocions, idees, projectes i problemes, en un cosmos buit, on només hi ha unes poques impureses que trenquen aquesta buidor. I part de les impureses som nosaltres.

Vist l’assumpte del que no té l’univers, podem, ara sí, parlar del poquet que conté. Com vèiem anteriorment, només un 5% d’aquest poquet està fet de matèria ordinària composta per àtoms. I el 95% restant és matèria i energia fosca.

A penes sabem què hi ha allà fora

Les primeres sospites que allà fora hi havia un tipus de matèria enigmàtica i invisible van aparèixer durant la dècada dels anys trenta del segle XX, gràcies al treball d’un excèntric i malhumorat astrònom d’origen suís i búlgar que treballava a l’Institut de Tecnologia de Califòrnia.

Fritz Zwicky mesurava la velocitat a què es mouen les galàxies dins el cúmul de Coma⁵⁹ quan va adonar-se que aquestes velocitats eren massa elevades perquè la gravetat pogués mantenir la consistència d’aquesta enorme agrupació de galàxies. A partir de les observacions amb telescopis, el científic va poder fer una ruda, però suficientment útil, estimació de la quantitat d’estrelles, planetes i altres bèsties del cúmul a partir del global de llum emesa, i no hi havia, ni de bon tros, material suficient per crear l’atracció gravitatòria necessària que mantingués agrupades totes aquelles galàxies. En altres paraules, a aquelles velocitats en el passat les galàxies haurien d’haver sortit disparades en totes direccions. Què hi havia, allà amagat, que feia que l’enorme conjunt de galàxies seguís agrupat i orbitant?

Zwicky va deduir que es tractava d’una matèria de naturalesa molt diferent de l’ordinària. Ho havia de ser, ja que les substàncies formades per àtoms emeten llum quan són escalfades per la potent radiació de les estrelles. Però aquella misteriosa matèria que s’amagava dins el cúmul, fos el que fos, no emetia llum i era completament invisible (d’aquí el nom de fosca).⁶⁰

Anys més tard, especialment durant la dècada dels anys setanta, Vera Rubin tornava a posar la matèria fosca al centre de les discussions, aquest cop a partir de les mesures de la velocitat de rotació de les galàxies espirals.

Les lleis de Kepler, que no són més que derivades de la física newtoniana, ens permeten saber a quina velocitat orbita un planeta en funció de la distància a què es troba del Sol. Siguis un enorme Júpiter o una petita pedreta, si et trobes a la mateixa distància de la teva estrella orbitaràs exactament a la mateixa velocitat. Aquestes lleis es poden aplicar a la rotació de les estrelles al voltant del centre de gravetat d’una galàxia.

El comportament esperat és que com més allunyat estiguis del centre, més lent orbitis. L’any de Mart és uns 1,9 cops més llarg que el nostre. I Mercuri orbita 2,6 vegades més ràpid que Venus. Tot això, degut tan sols a la distància. Però quan Rubin va mesurar la velocitat a què orbitaven les estrelles en els braços espirals d’algunes galàxies, va obtenir un resultat que no s’esperava: totes les estrelles semblaven girar a la mateixa velocitat, com si es tractés d’un sòlid compacte, amb independència de com d’allunyades estaven les estrelles del centre galàctic. Allò només es podia explicar entenent que existia moltíssima més massa rodejant la galàxia, com una mena d’halo que s’estenia molt més enllà de la figura de la galàxia que els telescopis mostraven. Una massa que, per descomptat, tenia efectes gravitatoris, però que no emetia llum. Matèria fosca.

Amb el descobriment de la radiació còsmica de microones, i a partir de la informació codificada en les anisotropies que hem comentat anteriorment, s’ha pogut estimar que la matèria fosca representa aproximadament un 26% de tot el que hi ha allà fora. Els estudis assenyalen que si aquesta estranya matèria no existís, les petites diferències de temperatura observades al fons de microones serien unes deu vegades més altes de les que observem.

El problema és que ben entrat el segle XXI seguim sense saber de què està composta la matèria fosca. Podria estar formada per una nova família de partícules subatòmiques que hem anomenat col·lectivament WIMPs,⁶¹ però la qüestió és que encara és hora que aïllem alguna d’aquestes partícules.

Afortunadament, podem detectar la matèria fosca gràcies als efectes gravitatoris que exerceix al seu voltant, que ens ha permès fins i tot crear mapes amb la distribució dels grumolls de matèria fosca que hi ha rodejant les galàxies. Però en desconeixem completament la naturalesa.

Per cert, el fet que la matèria fosca obeeixi a la gravetat, i que sigui tan enormement majoritària respecte a la matèria ordinària formada per àtoms, fa que estiguem convençuts que va tenir un paper determinant, quan l’univers era infant, perquè es comencessin a formar les grans estructures que ara veiem a l’espai en forma de galàxies. Com hem vist anteriorment, les petites fluctuacions existents poc després del naixement del cosmos van ser les llavors, i la matèria fosca es va anar acumulant al voltant seu, per després arrossegar els pocs àtoms existents a l’espai per fabricar les primeres galàxies i grans cúmuls de l’univers.

Amb el que hem vist fins ara podem donar compte del 31% de l’escàs contingut del cosmos: un 5% de matèria ordinària, i un 26% de matèria fosca. Ens falta el 69% restant: l’energia fosca.

Quan en un capítol posterior parli de la vida de les estrelles, veurem que neixen, viuen i moren. Algunes moren enmig d’enormes explosions que reben el nom de supernoves. I d’entre els tipus de supernoves que coneixem, n’hi ha un que ens és especialment interessant per calcular distàncies a l’univers: el de les supernoves de tipus Ia.

Aquests esdeveniments catastròfics són veritables explosions termonuclears que esmicolen completament estrelles de mida solar, i que tenen (per a nosaltres, humils observadors) una afortunada propietat: si fa o no fa, totes aquestes explosions alliberen la mateixa quantitat d’energia. Com que, a més, les supernoves Ia són tan poderoses que la seva llum pot creuar grans distàncies i distingir-se en galàxies molt llunyanes, si som capaços de mesurar d’alguna manera l’energia emesa per un d’aquests cataclismes siderals, per comparació amb altres supernoves properes podrem saber a quina distància aproximada es troba l’explosió i, per tant, la galàxia que l’hostatja.

A finals del segle XX, dos equips de científics, de forma independent i competint entre ells, ven fer un descobriment sorprenent analitzant la llum de supernoves de tipus Ia molt allunyades de nosaltres. Aquesta llum ha estat viatjant durant centenars o milers de milions d’anys per arribar als nostres instruments, i al llarg del seu recorregut ha patit l’estirament de l’espaitemps provocat per l’expansió de l’univers. Doncs bé, la conclusió dels dos grups de científics va ser que el ritme d’estirament de l’espai… està augmentant de forma accelerada!

El descobriment va ser una enorme sorpresa per a la comunitat científica, i el motiu és força obvi, perquè s’hauria d’esperar que la gravetat exercida per tot el contingut de l’univers actués com a fre de l’expansió. Fos quina fos l’energia que va posar en marxa el Big Bang fa 13.800 milions d’anys, aquest impuls inicial hauria d’haver perdut pistonada gradualment, de la mateixa manera que ens quedem sense alè a mig inflar el globus degut a la resistència de la goma.⁶² Els Nobel de física que es van atorgar a l’inici d’aquest segle als representants dels dos equips que van descobrir l’expansió accelerada eren més que merescuts.⁶³

Desconeixem exactament la raó que fa que l’univers s’expandeixi cada cop més ràpid, i ho atribuïm als efectes d’una energia misteriosa, l’energia fosca, que vindria a actuar com una antigravetat, una pressió negativa, una mena de força repulsiva.

Curiosament, a les equacions de la relativitat general el paper d’aquesta misteriosa energia fosca pot representar-se mitjançant una variable que, ves per on, és calcada a la que Einstein havia col·locat de manera forçada per obligar les seves fórmules a generar un cosmos sense expansió. Només que ara aquesta variable, coneguda històricament amb el nom de constant cosmològica, torna més viva que mai però actuant en sentit contrari a com Einstein havia volgut: no frenant l’univers, sinó accelerant-lo.

No coneixem res d’aquesta energia fosca, a banda que hem deduït que es tractaria de la menys potent de totes les energies que actuen a l’univers, amb un efecte totalment indetectable en distàncies curtes, fins i tot quan s’observen els cúmuls de galàxies més propers.

Evidentment, disposem d’algunes hipòtesis sobre la naturalesa de l’energia fosca, la més establerta de les quals és la que diu que seria una energia que ompliria l’espai buit (quin contrasentit, oi? Omplir l’espai buit!). I és que el que anomenem espai buit no existiria, així tal com ens l’imaginem, i portaria associada de fàbrica una energia inherent.

Això que acabem de dir no ens hauria de sonar estrany: ja ens hem trobat aquest element abans, quan explicàvem que la mecànica quàntica ens dibuixa un món subatòmic ple de partícules virtuals que es creen i s’aniquilen, un bullir constant de partícules que apareixen de forma espontània, i desapareixen de la mateixa manera sense que ho notem. El buit quàntic, per tant, no existiria de forma absoluta.

Incorporant l’energia fosca al relat de l’univers, l’expansió accelerada funcionaria així: el Big Bang posa en marxa l’expansió de l’espai i el fa créixer enormement durant els primers instants de vida, mentre que la gravetat actua en sentit contrari i intenta aturar l’expansió inicial. Sembla que la gravetat va estar a punt d’aconseguir-ho, i després d’uns 10.000 milions d’anys el ritme d’expansió s’havia anat aturant.

Però vet aquí que l’espai havia crescut tant que començà a actuar l’energia fosca. Perquè com més espai es creava, més energia fosca s’acumulava (associada a «l’espai buit»). Al mateix temps, com més creixia l’univers, menys força exercia la gravetat. I així és com es va generar un efecte en cadena que a hores d’ara sembla imparable i que accelera l’estirament de l’espai.

El problema, com veurem de magnitud èpica, és que si l’energia fosca està associada a l’espai i és conseqüència del bullir quàntic del buit, hem de ser capaços, amb les nostres equacions quàntiques, que s’han mostrat sempre infal·libles, de calcular-ne la intensitat. I, efectivament, som capaços de fer-ho, només que els resultats que obtenim representen l’error més gran mai comès en cap altra estimació, experiment o hipòtesi científica en tota la història.

Segons aquests resultats, l’energia fosca hauria de ser… un bilió de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions de bilions més potent que la que està estirant l’univers!⁶⁴ En altres paraules, la magnitud que deduïm del ritme d’expansió de l’univers és immensament petita, quasi insignificant, 120 ordres de magnitud (un 1 seguit per 120 zeros) menor del que s’hauria d’esperar de la teoria.

El misteri de l’energia fosca és enorme. Representa un 69% del poc contingut d’un univers pràcticament buit, no sabem què és, no quadra ni per aproximació amb les nostres teories, i a pesar de tenir un valor ridículament petit actualment domina l’expansió de l’univers, estirant-lo sense aparent aturador i conduint-lo cap a un futur llunyà desolador, en què estrelles, planetes i galàxies quedaran aïllades. On, finalment, fins i tot els mateixos àtoms s’estriparan, incapaços de fer front a la gegantina acceleració que haurà acumulat l’expansió de l’espai.

Com cancel·lar 119 decimals

Podríem pensar que, sigui el que sigui l’enigmàtica energia fosca, té poc a veure amb nosaltres. Quina importància té el valor que tingui! Potser sí que afectarà el destí final de l’univers, trencant-lo en una boja expansió. Però això passarà d’aquí a milers de bilions d’anys, i no cal que ara li donem gaires voltes a la cosa.

Però el cert és que la intensitat de la matèria fosca, sent tan insignificant com és i a pesar del terrible destí final al qual condueix, sembla perfectament triada per a l’experiment de la vida.

Abans hem vist com el valor de la seva intensitat és 120 ordres de magnitud menor de la que preveuen els càlculs teòrics. L’única raó per la qual l’energia fosca domina l’univers per sobre de qualsevol altre component no és pas pel seu valor, com he dit quasi insignificant, sinó el fet que el procés d’expansió ha creat cada cop més espai i l’empenta d’aquesta energia s’ha anat acumulant i augmentant sense parar. I la pregunta és: per què una energia hauria de ser tan brutalment més petita que el valor previst?

Evidentment, la primera resposta que ens passa pel cap és pensar que els nostres models són erronis, i que aquest «valor previst» està equivocat. Pot ser perfectament aquest el cas. Però abans no optem per aquesta sortida fàcil i acceptem la derrota de la quàntica, cosa que és recomanable no fer a la primera de canvi després de l’increïble full de servei d’aquesta teoria, ens plantegem si podrien existir altres explicacions. En aquest sentit, alguns investigadors creuen que potser hi ha alguna cosa amagada, que encara desconeixem, que actua cancel·lant l’energia que en realitat hauria de tenir l’espai buit i la redueix quasi a zero, en un procés que es contraposaria a l’activitat quàntica de l’espai buit i que la reduiria, ni més ni menys, que en 120 ordres de magnitud.

Una ràpida reflexió sobre aquesta possibilitat condueix a una conclusió que, si fos certa, hauríem d’admetre que la natura està fent un treball de precisió astoradorament impecable. I és que la cancel·lació de l’energia de l’espai buit s’hauria fet de manera pràcticament perfecta. Sigui el que sigui el que es contraposa a aquesta energia, ho fa fins al decimal número 120. Qualsevol de nosaltres consideraríem un extraordinari treball anul·lar-la fins al desè, o encara més, fins al vintè decimal, una cosa mai vista. Però arribar a anul·lar-la fins al cent vintè decimal…

Per tant, igual com abans deia que seria recomanable no estripar el full de la quàntica, ara també aconsello ser molt cauts amb possibles explicacions com la que acabem de veure. No oblidem que amb prou feines sabem res de l’energia fosca, què és o com funciona. Finalment podria no estar associada a res del que pensem, i llavors no caldria suposar que un altre component desconegut ha estat capaç de restar amb tanta precisió per eliminar 119 llocs decimals.

El que sí que és una evidència, del tot rellevant per al que ens interessa en aquest llibre, és que si l’energia fosca hagués estat d’entrada un xic més potent, posem per cas tan sols deu cops més intensa, l’expansió de l’univers hauria estat tan ràpida que probablement les galàxies o les estrelles no s’haurien pogut formar.

L’univers s’hauria estripat de seguida, pocs milions d’anys després del Big Bang, allunyant l’escassa matèria existent i diluint-la encara més, i evitant així que la gravetat fes la seva feina. Un augment de deu cops pot semblar molt, però recordem l’enorme diferència, comentada anteriorment, que existeix entre el valor observat i el calculat. Si la hipòtesi de la cancel·lació fos correcta, que l’energia fosca fos deu vegades més forta implicaria que aquesta cancel·lació no es faria fins al decimal 120, sinó «només» fins al 119.

En definitiva, l’energia fosca és un altre d’aquells paràmetres de la natura que estan ben triats. Probablement se n’hauria pogut disminuir una mica la intensitat sense que passés res.⁶⁵ Però millor no haver-la augmentat, perquè hi hauria hagut el risc que l’expansió desbocada de l’espai hagués començat molt abans en la història de l’univers, cosa que hauria impedit l’aparició de vida.

Vull acabar aquesta disquisició sobre l’energia fosca introduint una altra possibilitat que la ciència té sobre la taula. Igual com abans encenia la llumeta d’alarma sobre l’eventualitat que la quàntica falli… podria ser, per contra, que fos la relativitat general, que ens descriu tan bé la gravetat, la que errés a gran escala? Què passaria si la gravetat es comportés diferent de com pensem, amb desviacions tan petites que fóssim incapaços de detectar-les quan estudiem estrelles, galàxies o fins i tot forats negres, de manera que aquestes desviacions només es posessin en evidència quan es contemplés l’univers en tota la seva extensió? En aquest cas, potser no caldria recórrer a l’enigmàtica energia fosca i podríem explicar l’expansió accelerada de l’espai sense necessitat d’introduir nous components.

De nou, i en un acte simplement de prudència, encara no tenim arguments suficients per dubtar d’una física tan elegant i perfecta com la que va idear Einstein. Però, en qualsevol cas, farem bé de no negar-nos a valorar aquesta possibilitat. Perquè en l’improbable cas que es confirmés que no entenem del tot el funcionament de la gravetat, ens trobaríem davant una nova revolució científica, i de les grosses. De les que provoquen salts en les fronteres del coneixement i obren noves portes.

Però de moment deixem-ho aquí, dins l’àmbit de l’especulació, i vegem on ens porten els estudis i les descobertes que de ben segur viurem durant els anys vinents, en un període que serà fascinant per a la cosmologia.

LES CLAUS DE LA VIDA

› Habitem un univers que va tenir un origen i que és dinàmic, la qual cosa permet mantenir el cicle de vida i mort de les estrelles.

› A pesar de l’extraordinària homogeneïtat de l’univers, poc després del Big Bang es van crear diminutes asimetries (anisotropies) que després van créixer, amb l’expansió de l’univers, i que van fer de llavors per formar les primeres galàxies del cosmos.

› L’univers s’expandeix, i no ha parat de fer-ho des que va néixer, fa uns 13.800 milions d’anys. La misteriosa força que impulsa aquesta expansió l’hem anomenat energia fosca. Tot i que no sabem de què està composta ni com actua exactament, sembla que el ritme d’expansió que ha incorporat a l’espai ha estat el just perquè es poguessin formar àtoms, estrelles, planetes i galàxies. Si hagués estat més intensa, aquesta energia fosca hauria estripat l’univers poc després del Big Bang i no s’hauria pogut formar res.

› Habitem un espai (quasi) absolutament buit. A pesar dels milers de milions de galàxies que hem detectat, dels milers de milions d’estrelles i dels bilions de planetes que conté cadascuna, les distàncies entre els objectes són tan gegantines que es pot considerar que al nostre univers no hi ha (a penes) res. Tot el que veiem i detectem, tot el que nosaltres som, correspon a una novena part d’un granet d’arròs distribuïda dins una esfera buida de la mida de la Terra.

19. Deus haver notat el terme afegit a l’expressió «univers». Per univers observable entenem tot allò que podem aspirar a observar del cosmos al nostre voltant. No m’estic referint a cap limitació tecnològica, a telescopis més o menys potents, sinó al fet que la llum, el missatger més ràpid de la natura, necessita temps per creuar les enormes distàncies de l’espai. Per tant, podria ser que tot allò que anomenem univers no fos sinó una bombolla centrada en la nostra posició, més enllà de la qual l’espai segueix però ja fora del nostre abast, perquè la llum no ha tingut temps material, des de l’inici dels temps, d’arribar-nos des d’aquestes regions tan allunyades. A partir d’aquest punt, al llarg del llibre, el terme «observable» quedarà implícit cada cop que parli d’«el nostre univers», i només el destacaré de nou a efectes de millorar la claredat quan ho cregui convenient.

20. Més endavant parlarem de l’equivalència entre sol i estrella. De moment, ens hem de quedar amb la idea que sol i estrella són sinònims, i que podem intercanviar aquestes paraules quan ens referim als punts de llum que fam pampallugues dalt el cel en qualsevol nit fosca, o quan parlem del nostre estimat Sol, el qual passa a ser no res més extraordinari que una altra de les moltes estrelles que existeixen.

21. Actualment, els astrònoms estimen, pel cap baix, que hi una mitjana d’un planeta per estrella. En altres paraules, hi haurà estrelles que no en tindran, de planetes, i d’altres, com el Sol, que estaran rodejades de mons de tot tipus.

22. És com una maledicció que ja hem descobert quan explicava la segona llei de la termodinàmica. En aquest univers no hi ha res de franc, i tot requereix una despesa d’energia.

23. L’astronomia és una veritable màquina d’observar el passat. La llum triga temps a recórrer les extraordinàries distàncies del cosmos, de manera que tot el que veiem correspon a esdeveniments i coses que van ser, i que potser ja no són. Aquest fet és el que ens ha permès obtenir el coneixement de l’univers que tenim, ja que som capaços, amb potents instruments, d’analitzar la llum que van emetre els objectes antics del cosmos, objectes que de ben segur ja no existeixen.

24. L’autoria de la invenció del telescopi ha estat objecte de moltes discussions històriques, però sembla que podria correspondre a un gironí, de nom Joan Roget, a finals del segle XVI. Però la primera persona a la història que va deixar constància d’haver enfocat l’instrument acabat d’inventar cap al cel amb objectius científics va ser Galileu, a començaments del segle XVII. Entre altres objectius, Galileu va apuntar el telescopi cap a la Via Làctia, i va comprovar que aquelles nebulositats en realitat estaven compostes per milers de diminuts puntets de llum. D’estrelles.

25. A pesar d’aquest pensament generalitzat, els científics d’aquella època ja disposaven d’indicis que feien sospitar que l’univers no ho podia ser, d’etern. Un d’aquests indicis és conegut com la paradoxa d’Olbers, que es planteja per què els nostres cels nocturns són foscos. I un altre és la termodinàmica, amb la seva molesta mania de dir que no hi ha res de franc, i que una màquina (com ara un univers) no pot funcionar eternament si no hi ha un subministrament constant d’energia.

26. Un cop més, la imaginació al poder!

27. M’agrada pensar què haurien fet, i sobre què haurien discutit, Einstein i Newton, dos dels genis més inigualables de la història, si haguessin compartit vida. Vull pensar que, en realitat, cap d’ells s’hauria irritat amb l’altre. I ves a saber quin hauria estat el resultat del treball conjunt!

28. El nom noves feia referència al fet que aquestes estrelles passaven a ser visibles pels instruments, quan anteriorment no ho eren. Actualment sabem que hi ha diferents categories dins aquest concepte de noves, però totes estan relacionades amb fenòmens cataclísmics.

29. Aquesta època daurada es va produir fa 11.000 milions d’anys, i des d’aleshores el ritme de creació d’estrelles hauria caigut a tan sols un 3% del que havia estat.

30. Bàsicament nanes blanques, que són els fòssils del que un dia van ser estrelles de massa similar o més petita que el Sol, i nanes vermelles, astres més petits i freds que aconsegueixen tenir vides longeves.

31. El nom d’aquest tipus d’estrelles variables prové de Delta Cephei, el primer d’aquesta classe d’astres, que va ser identificat per l’astrònom John Goodricke l’any 1784.

32. Una aproximació molt sensata, similar a dir que dos edificis qualssevol de París es troben aproximadament a la mateixa distància del centre de Tarragona.

33. Si no hagués pogut fer l’aproximació anterior, considerant que totes aquelles cefeides eren a la mateixa distància, no hauria pogut determinar quines eren més potents que altres amb independència de com de lluny es trobaven.

34. La naturalesa quàntica de la matèria fa que s’absorbeixi només la llum que té l’energia justa per excitar l’electró en qüestió.

35. Fins i tot estèticament, poca diferència hi ha entre un espectre d’estrella en blanc i negre i un codi de barres.

36. Posteriorment al moment que Doppler va formular aquest efecte, un meteoròleg holandès, Christopher Heinrich Dietrich Buys-Ballot, el va voler provar amb un curiós experiment que va consistir a muntar una orquestra dalt d’un vagó de tren obert.

37. Alguns autors defensen que aparentment Edwin Hubble sabia a priori el que buscava en aquell gràfic. Els punts que hi apareixien mostraven una important dispersió (producte de les imprecisions en les mesures tant de distàncies com de velocitats) i difícilment podrien haver suggerit una relació que s’aproximés a una recta.

38. La gran galàxia d’Andròmeda era l’excepció més important, i Hubble va veure que s’apropava. Això és degut al fet que aquesta ciutat còsmica i la nostra Via Làctia estan en via de col·lisió, atretes per la poderosa molla de la gravetat, xoc que es produirà en uns quants milers de milions d’anys.

39. Cal dir que no em puc atribuir pas cap d’aquests models. Les explicacions de la tela elàstica i el globus han estat àmpliament emprades en l’àmbit de la divulgació, i formen part del patrimoni mundial.

40. Alguns cosmòlegs es mostren contraris a la utilització del símil del globus, ja que pot fer que el públic es pensi que l’univers és esfèric. També despista pensar que el globus s’expandeix dins una habitació, però en canvi l’expansió de l’univers no es produeix dins d’enlloc!

41. En realitat, les galàxies, igual que els altres objectes de l’univers, sí que es mouen, atretes per les gravetats mútues. Però aquesta velocitat, que anomenem pròpia, és irrellevant quan la comparem amb el ritme al qual les galàxies distants s’allunyen de nosaltres.

42. Popularment es diu que llavors Einstein va pronunciar una famosa frase que deia que aquell error havia estat la gran ceguesa de la seva vida. Però sembla que no hi ha constància directa d’aquest fet, i en realitat apareix en una obra escrita pel cosmòleg George Gamow en què transcriu una conversa mantinguda amb Einstein tres anys abans de la seva mort.

43. Una explosió té un centre. L’expansió de l’univers no, com tampoc en va tenir cap el seu naixement.

44. Sembla que Hoyle mai no va acceptar el model del Big Bang. Aquest científic, que va fer enormes contribucions a l’astrofísica, en especial pel que fa a la manera com funcionen les estrelles, va morir l’any 2001.

45. Un element químic és definit pel nombre de protons que té al nucli. Però conservant aquest nombre de protons un àtom pot allotjar un nombre diferent de neutrons, i formar així variants de l’element químic. Aquestes variants reben el nom d’isòtops. Així, per exemple, l’hidrogen té un protó al nucli, i la variant majoritària d’aquest element no té cap neutró. El deuteri i el triti són dos isòtops de l’hidrogen que també tenen un protó —condició imprescindible perquè sigui hidrogen— però que inclouen al seu nucli un i dos neutrons respectivament.

46. A mesura que els instruments i les tècniques han anat avançant, aquesta correlació entre el que s’observa i el que prediu el model del Big Bang s’ha anat fent més i més exacta.

47. La temperatura no és més que una mesura estadística de la velocitat a què es mouen les partícules, com hem explicat al primer capítol.

48. La lletra K indica que ens referim a graus Kelvin, l’escala absoluta de temperatures. La conversió als nostres quotidians graus centígrads es pot fer restant 273,15.

49. Aquesta situació ha seguit fins ara, amb llum que ens arriba de llocs remots del cosmos sense haver interaccionat amb res al llarg del seu camí.

50. En realitat, el terme «omplir l’univers» no seria gaire afortunat, ja que com veurem més endavant el nostre univers està pràcticament buit. Però si comparem el nombre de fotons, de partícules de radiació, amb el nombre total de partícules de matèria del cosmos, les primeres superen les segones en una proporció de 1.600 milions a 1.000.

51. Equivalent a uns −270 °C.

52. El satèl·lit COBE de la NASA va obrir el camí a començaments de la dècada dels noranta del segle passat. El van seguir instruments molt més precisos i potents, com ara el WMAP, també de la NASA, i el satèl·lit Planck de l’ESA, els anys 2001 i 2009 respectivament.

53. El vapor d’aigua absorbeix la radiació de manera eficient, cosa que en aquest cas no desitgem.

54. La longitud d’ona de la radiació està directament relacionada amb la seva energia i temperatura. A major longitud d’ona, menor energia i temperatura. Així, si parlem de llum visible, la vermella és més freda que la blava perquè té una longitud d’ona major. I si no tan sols ens fixem en la part visible de l’espectre, la radiació gamma és molt més calenta (energètica) que la de microones per la mateixa raó. Una altra forma de veure-ho, de fet molt interessant per entendre millor els processos de la natura, és que un objecte emetrà radiació en funció de l’energia del procés que la generi. Processos extremadament energètics, com per exemple els que tenen lloc al voltant d’estrelles de neutrons, generaran radiació en forma de rajos gamma i X, de longitud d’ona molt curta (és a dir, molt calents i energètics). Per contra, un cos que simplement emet llum perquè està calent acostuma a fer-ho majoritàriament en forma de radiació infraroja, molt més freda que l’anterior.

55. I antipartícules, per ser més precisos. De la matèria i l’antimatèria en parlarem en un altre capítol del llibre.

56. Aquesta aparició i desaparició de partícules no viola cap llei fonamental de la física, ja que el resultat final és justament 0.

57. O quina és la probabilitat que tots els teus coneguts s’hagin posat avui roba del mateix color si no s’ho han dit prèviament?

58. El model de referència prediu que la inflació va començar després de 10⁻³⁵ segons de vida de l’univers, i va durar 10⁻³⁴ segons. En el text, l’autor ha convertit aquestes magnituds, que en notació científica s’escriuen ràpid però que no diuen res al públic no especialista, en paraules, tot plegat en un intent ingenu per permetre que la ment del lector comprengui les en qualsevol cas incomprensibles xifres de la inflació.

59. Els cúmuls de galàxies són grans agrupacions de galàxies que queden lligades gravitatòriament. En concret, el cúmul de Coma conté unes 1.000 galàxies, que estan ubicades aproximadament a uns 320 milions d’anys llum de distància de la Terra.

60. El nom original que Zwicky va emprar va ser dunkle Materie, literalment ‘matèria fosca’ en alemany.

61. De l’anglès, «Weakly Interacting Massive Particles», o partícules massives que interaccionen de forma feble.

62. La temptació de seguir emprant l’exemple del globus, amb l’evocadora imatge gràfica que comporta, és massa potent perquè la pugui evitar.

63. Els Nobel van ser per a Saul Perlmutter, de l’equip Supernova Cosmology Project, i per a Brian P. Schmidt i Adam G. Riess, de l’equip High-z Supernova Search Team.

64. Torno a demanar disculpes per convertir xifres en paraules, però espero que el meu objectiu de generar impacte al lector quedi assolit.

65. Tampoc disminuir-la gaire… que potser llavors la gravetat global de l’univers hauria col·lapsat l’espai abans que la Terra s’hagués pogut formar!

3

Encarregant forces i partícules

Amb la física que tenim i les evidències que l’estudi de l’univers ens ha anat proporcionant, hem estat capaços d’escriure el relat dels primers instants del cosmos. Tot i que hem de mantenir una posició humil i acceptar que és perfectament possible que ens haguem equivocat en la interpretació de les pistes que ens ha mostrat la natura, no deixa de ser fascinant com hem pogut construir un model enormement lògic i ajustat a tot allò que veiem allà fora.

D’entrada, pot semblar molt pretensiosa l’afirmació que diu que creiem conèixer com van ser els primers instants de l’univers, però la realitat és que en els nostres millors acceleradors de partícules estem assolint nivells d’energies que són equivalents als que regnaven a l’univers quan aquest tenia a penes fraccions de segons de vida. I això ens permet comprovar experimentalment molts processos físics que devien tenir lloc en el primer instant del cosmos.

No és que ho tinguem tot resolt i contestat, ni de bon tros. Sobre la taula ens queden qüestions intrigants que no som capaços de resoldre, com les referents a la matèria i l’energia fosques que he introduït en el capítol anterior. I a pesar dels avenços assolits amb els acceleradors, encara som lluny de poder igualar les condicions del precís moment zero, abans de les fraccions de segon de vida que comentava fa una estona. Per aquest motiu, tot el que podem fer per explicar el que va succeir en el mateix batec inicial del Big Bang és teoria i predicció, però no comprovació.

Anteriorment he parlat del temps i he descrit el nostre univers i també el seu naixement, el Big Bang. Ens toca ara revisar com són els maons de l’edifici de la natura: les partícules fonamentals i les forces. Com van aparèixer, i per què són com són. Perquè, com ja et deus imaginar, si algunes haguessin estat lleugerament diferents no existiria la vida ni res que s’hi assemblés.

Abans no entrem en aquests detalls, però, necessitem fer un ràpid recorregut històric que ens presenti de quines partícules i forces estem parlant.

Un zoo de partícules

El desenvolupament de tot el que sabem sobre l’estructura més microscòpica de la natura ha estat, sens dubte, un dels capítols més fascinants de la història de la ciència, i ha conduït al model actual, conegut amb el nom de model estàndard de partícules,⁶⁶ amb el qual hem intentat posar ordre a l’aparent caos de components elementals que formen la matèria.

Com veurem al llarg d’aquest capítol, les propietats, és a dir, el tipus, la massa i la càrrega elèctrica (entre altres característiques) d’aquestes partícules fonamentals permeten l’existència de tot el que veiem i som. En realitat, hauria de dir que també del que no veiem, recordant l’existència de la matèria fosca, que és invisible, i de la qual he parlat en el capítol anterior. La matèria fosca també ha d’estar formada per partícules, només que encara estem cercant-les experimentalment i no sabem quines i com són.

El primer concepte que ens ve al cap quan pensem en partícules subatòmiques és el de l’àtom que vam estudiar a l’escola, un concepte que es remunta molt enrere en la nostra història.

La idea que les coses estan formades per entitats molt petites ja va ser formulada pels pensadors grecs, que van anomenar àtoms⁶⁷ aquests diminuts maons. El raonament era perfectament lògic: tot es podia partir i esmicolar en fragments més petits, i es podia seguir trencant els trossos resultants en bocins encara més petits. Però havia d’arribar un moment en què ja no es pogués seguir trencant, perquè un procés infinit de fragmentació portaria a un punt sense sentit. Així que els àtoms grecs representaven el llindar, la frontera on s’aturava la trencadissa.

No va ser fins a finals del segle XVIII que John Dalton va rescatar la idea dels àtoms, basant-se en el desenvolupament del camp de la química i el descobriment de diferents tipus d’elements. Dalton va suposar que els elements químics estaven compostos per àtoms, components diminuts, i que a cada un dels elements li corresponia un determinat àtom que li proporcionava les seves propietats. En aquells anys, i encara durant força més, les idees dels anomenats atomistes, els científics que creien en l’existència dels àtoms, eren considerades estrambòtiques.

La confirmació de l’estructura atòmica de la matèria no es va produir de cop, sinó mitjançant un llarg viatge de descobriment de partícules, un recorregut en què, ves per on, els àtoms dels grecs van ressorgir, però només per ser degradats a continuació, ja que va resultar que no eren la frontera última de la matèria, sinó que al seu torn els àtoms podien ser descompostos en entitats encara més petites.

El primer pas revolucionari es va produir l’any 1897, quan Joseph John Thomson va fer un important descobriment mentre estudiava el comportament dels corrents elèctrics que saltaven entre dos elèctrodes dins un tub on s’havia creat el buit.

El raig que es generava dins el tub rebia el nom de catòdic, i Thomson va poder demostrar que en realitat estava compost per partícules que a més transportaven càrrega elèctrica, ja que el raig es podia desviar aplicant camps magnètics (imants). Així es descobria l’electró, la primera de les partícules fonamentals de la matèria, i que una mica després s’acabaria entenent com un dels constituents dels àtoms.

És curiós, perquè, a més de ser la primera, l’electró és l’única partícula, de les que s’anirien descobrint durant les dècades següents, que actualment encara segueix mereixent el qualificatiu de fonamental (és a dir, indivisible). La càrrega elèctrica de l’electró és negativa, i com que les substàncies són neutres (sense càrrega), el seu descobriment implicava obligadament que en la composició de la matèria hi devia haver alguna partícula amb càrrega positiva que compensés la negativa de l’electró.

El següent salt el va fer el físic neozelandès Ernest Rutherford l’any 1911. Aprofitant el descobriment de la radioactivitat uns anys abans, gràcies principalment als estudis de Marie Curie,⁶⁸ Rutherford va fer impactar les emissions radioactives produïdes pel radi contra un metall, i va estudiar com es desviaven aquestes emissions. De fet, va detectar que la major part de les emissions eren capaces de traspassar el metall, però que en alguns casos es produïen rebots.

Allò el va conduir a una doble conclusió. Per una part, que la radioactivitat que generava el radi havia d’estar composta per partícules, cosa que explicaria el rebot quan xocaven contra el metall. Per l’altra, que allò que conformava el metall, la matèria, havia d’estar pràcticament buida, cosa que permetia que la major part de les partícules de la radiació la travessessin sense aparentment cap modificació en la seva trajectòria.

A més, Rutherford va comprovar que la càrrega elèctrica de la nova partícula era positiva. La va anomenar protó, i es va convertir en el company de l’electró: tots dos explicaven les propietats neutres de la matèria.

El neozelandès va descriure, doncs, els àtoms com a components diminuts que tenien protons i electrons, amb els primers concentrats en una mena de nucli interior. La massa del tot just descobert protó va resultar força més gran que la de l’electró (és 1.836 cops més pesat, pel que sabem actualment).

El començament del segle XX va veure el naixement i desenvolupament d’un dels grans pilars de la física moderna: la mecànica quàntica. L’any 1913, el físic danès Niels Bohr creava un model atòmic més evolucionat que el de Rutherford aplicant els principis d’aquella nova i sorprenent física.

El model de Bohr mantenia els nuclis atòmics amb una càrrega elèctrica positiva, formats per protons, però els electrons, carregats negativament, no orbitaven de qualsevol manera al seu voltant, sinó que ho feien dins unes òrbites molt concretes; «quantificades» és la paraula. Els electrons no podien adquirir qualsevol valor d’energia, i quedaven ordenats dins l’àtom en capes d’energia discretes i ben definides. Si s’aplicava l’energia justa, es podia fer saltar un electró des d’una òrbita a la següent (aquest salt l’anomenem excitació de l’electró).

Inicialment, semblava que amb els protons i els electrons ja es tenien identificats els maons de la matèria, però de seguida van aparèixer qüestions que no tenien una resposta senzilla, i que deixaven clar que encara hi havia molt camí a recórrer en el coneixement del món subatòmic.

Per exemple, què era el que mantenia els electrons suficientment separats dels protons, dins un àtom, si les dues partícules s’havien d’atreure poderosament degut a les seves càrregues elèctriques oposades? I què feia que els protons poguessin estar junts al nucli i superar les repulsions elèctriques entre ells?

També hi havia la qüestió dels descobriments que havien fet els químics sobre l’existència de varietats d’un mateix element químic que presentaven pesos lleugerament diferents.

En aquest sentit, s’havia vist que quan es descomponien radioactivament l’urani i el tori s’obtenien tot un conjunt de nous elements amb unes masses i característiques força similars. Aquesta observació va fer que l’any 1913, i de forma pràcticament simultània, dos científics, Kasimir Fajans i Frederick Soddy, suggerissin que aquells productes que s’obtenien de la desintegració no eren res més que varietats d’un mateix element, i les varietats es van anomenar genèricament isòtops (en concret, en l’exemple anterior de l’urani s’obtenien isòtops del plom).

Per explicar les petites diferències de massa entre els isòtops d’un mateix element químic, Rutherford i altres científics de l’època van deduir que els nuclis atòmics havien de contenir més components que no tan sols protons. La raó era que el nombre de protons d’un element químic estava fixat: és justament el que determina quin tipus d’element és.

Per exemple, el carboni té sis protons al nucli; si se’n posa un més passa a ser nitrogen, i si se li roba un protó es converteix en bor. Per tant, si els isòtops eren varietats d’un mateix element, havien de tenir, per força, el mateix nombre de protons (i d’electrons! No oblidem que els necessitem en la mateixa quantitat per poder obtenir elements sense càrrega elèctrica neta). En conclusió, hi havia d’haver alguna altra partícula, neutra en càrrega, que donés joc a les diferències de massa entre els isòtops.

En paral·lel, durant la dècada dels anys vint del segle XX la revolució quàntica començava a canviar per sempre, i de forma radical, la visió de la natura a més petita escala. Els desenvolupaments que van fer científics com ara Louis de Broglie, explicant que les partícules també es comportaven com si fossin ones, i la construcció de les formulacions teòriques que van idear personatges eminents com ara Erwin Schrödinger, Werner Heisenberg o Max Born, entre d’altres, desafiaven el sentit comú i conduïen a prediccions increïbles i inesperades.⁶⁹ Així, els electrons deixaven de ser boletes que giraven en òrbites simples, com els planetes giren al voltant del Sol, i es convertien en una mena de núvols deslocalitzats.

Segons un dels postulats més importants de la mecànica quàntica, anomenat el principi d’incertesa de Heisenberg, un no podia conèixer alhora i amb precisió la posició i l’energia d’un electró. Aquest, l’electró, es podia detectar en qualsevol lloc dins una mena de núvols de probabilitat, tot i que era impossible precisar en quin lloc exacte es trobava. Aquests núvols, on era més probable trobar-los, es varen anomenar orbitals, i substituïen les simples òrbites circulars del model atòmic tradicional.

Durant la dècada següent, els físics experimentals van seguir treballant amb la radiació, per exemple la que emetien elements com ara el poloni (descobert, igual que el radi, anys abans per Marie Curie).⁷⁰ Quan feien impactar aquesta radiació contra altres elements químics, com per exemple el beril·li, detectaven que es generava una nova emissió de partícules amb un gran poder de penetració.

A partir d’aquestes observacions, l’any 1932 James Chadwick va sospitar que les noves emissions estaven formades per partícules que havien estat expulsades dels nuclis atòmics amb el xoc contra el feix radioactiu. Tot semblava indicar que es tractava de la partícula elèctricament neutra que s’havia predit anteriorment i que era responsable de l’existència dels isòtops. La partícula va rebre el nom de neutró, i va ser acceptada com a component bàsic dels nuclis atòmics, fent parella amb els protons.

Tal com diuen diversos autors, mai més ha tornat a haver-hi una època tan tranquil·la i ordenada com aquella, en què tota la matèria es creia constituïda només per tres partícules aparentment fonamentals: protons, neutrons i electrons. Aquesta felicitat ingènua havia de durar, però, molt poc, i s’estava a les portes d’un veritable caos.

Aquell mateix 1932, Carl Anderson descobria una partícula nova i estranya, que havia estat teoritzada pel físic Paul Dirac uns anys abans. Tenia la mateixa massa que l’electró però càrrega elèctrica positiva. Era ni més ni menys que un antielectró (que després va rebre el nom de positró): el primer representant de l’antimatèria!⁷¹

Serà més fàcil amb les forces?

Pel que fa a l’enteniment de les forces de la natura, la situació també estava a punt de revolucionar-se.

Fins a aquells moments es coneixien tres forces, que s’havien aconseguit unificar en dues a finals del segle XIX. Per un costat, hi havia la gravetat de Newton, la força d’atracció que generen entre si dues masses qualssevol, de la qual he parlat al capítol anterior com la gran escultora del cosmos. Com veurem més endavant, la força és extremadament feble quan es compara amb altres forces, però actua a grans distàncies. A més, la gravetat sempre és additiva: com més gran és la massa, més atracció gravitatòria genera.

L’altra força que es coneixia a començaments del segle XX era l’electromagnètica, producte de la unificació de l’electricitat i el magnetisme que havia aconseguit anys abans James Clerk Maxwell. Aquest físic britànic havia demostrat que electricitat i magnetisme estaven relacionats i que eren dues manifestacions del mateix fenomen.⁷²

La força electromagnètica és tan present a la nostra vida com la gravetat. Molta gent té tendència a associar-la tan sols amb imants o corrents elèctrics, però és molt més que això: és la força que lliga electrons i protons per formar àtoms gràcies a l’atracció que s’exerceixen pel fet de tenir càrregues elèctriques contràries. És també la responsable que tinguem consistència, nosaltres, el llibre, la taula i tota la resta. Perquè, tal com Rutherford havia intuït, els àtoms estan pràcticament buits, de manera que el més normal seria que ens fonguéssim amb tot el que ens rodeja, i que els àtoms del nostre cos es mesclessin entre ells i amb els del llibre i la taula: literalment, les persones podríem travessar parets, tot i que no existirien ni persones ni parets.

És gràcies a la repulsió electroestàtica que existeix entre els electrons dels àtoms que aquests guarden les distàncies entre ells i se separen. Quan toquem la taula amb el dit, la sensació de pressió que notem la provoca la força de repulsió que es generen mútuament els electrons dels àtoms de la superfície de la taula i els dels àtoms del meu dit. Així que li hem d’agrair a la força electromagnètica la consistència de totes les coses.

Però encara hi ha molt més. Les reaccions químiques són possibles gràcies a l’electromagnetisme, ja que es basen en la cessió o compartició d’electrons. També la llum és una manifestació de l’electromagnetisme, perquè les partícules que la formen, els fotons, són els transmissors de la interacció electromagnètica, i li proporcionen un radi d’acció enorme, capaç de fer-se notar a distàncies còsmiques, igual com passa amb la gravetat.

Però, a diferència de la gravetat, l’electromagnetisme no sempre és additiu. En funció del signe de les càrregues elèctriques la interacció pot ser repulsiva i anul·lar-se, com passa per exemple amb els àtoms neutres, on la càrrega positiva dels protons s’equilibra amb la negativa dels electrons.

Durant la primera meitat del segle passat, a la gravetat i a l’electromagnetisme estaven a punt d’afegir-s’hi dues forces més. Així, l’any 1934 el físic italià Enrico Fermi suggeria que la desintegració beta, el fenomen pel qual un neutró és capaç de transformar-se en un protó i que s’observa en alguns processos radioactius, podia ser explicada per una nova interacció entre les partícules.

Se sabia que en la desintegració beta s’emetia un electró, però el balanç d’energia no quadrava. Era com si es perdés energia per algun lloc (la llei de la conservació de l’energia dicta que, al final, la suma de l’energia dels productes ha de ser igual a la dels reactius d’origen), de manera que Fermi va teoritzar que en el procés s’emetia una altra partícula, de massa tan baixa que s’escapava de la detecció, i la va anomenar neutrí (en realitat, actualment sabem que el procés de desintegració beta emet un electró i un antineutrí).

Naixien així una nova força i una nova partícula (la qual va trigar molts anys a poder-se detectar experimentalment). A la força se la va anomenar força nuclear feble, molt més potent que la gravetat però de molt curt abast (s’estima que el seu radi d’acció ve a ser un 0,1% del diàmetre d’un protó!).

Per cert, aquesta força sembla funcionar d’una manera completament diferent a les altres. La concepció estàndard de força ens fa imaginar que és atractiva o repulsiva (com la gravetat o l’electromagnetisme, o la força nuclear forta que veurem a continuació), però la força nuclear feble no atrau o repel·leix, sinó que transmuta, transforma. Per exemple, amb la força nuclear feble els protons i els neutrons es poden convertir els uns en els altres (un fenomen, com explicaré més endavant, fonamental perquè puguin existir les estrelles, i de rebot també nosaltres).

Per altra banda, per tal de contestar la pregunta de quin mecanisme permetia que els protons es mantinguessin units al nucli a pesar de la repulsió electroestàtica que es generaven mútuament, els físics van suposar l’existència d’una nova força que els lligava, que van anomenar força nuclear forta. Aquesta força havia de tenir un rang d’actuació increïblement petit perquè no la detectéssim fora dels nuclis atòmics.

L’any 1934, el físic japonès Hideki Yukawa, premi Nobel de física de 1949, va proposar que havia d’existir una nova partícula que actués com a transmissora de la força forta, i la va anomenar mesó (que vol dir «de pes mitjà»).

Es pot saber qui ha encarregat totes aquestes partícules?

Els científics de l’època havien començat a aprofitar el laboratori natural que l’univers els havia proporcionat per estudiar el món subatòmic. A cada segon, el nostre planeta és bombardejat per una pluja de partícules que arriben de l’espai a gran velocitat, majoritàriament nuclis atòmics despullats dels seus electrons: són els rajos còsmics.

La velocitat d’aquests projectils és tan gran que quan interaccionen amb els àtoms que es troben a les capes altes de l’atmosfera es genera una mena de cascada de noves partícules, en un procés de xoc en cadena. I és en aquest laboratori de la natura on els físics van començar a buscar el mesó de Yukawa. Però, per a sorpresa de tothom, el que van detectar no va ser una nova partícula, sinó un munt!

Després de la Segona Guerra Mundial es va aconseguir diferenciar les propietats de dues d’aquelles noves partícules de pes mitjà detectades com a subproductes de la col·lisió dels rajos còsmics, i es van anomenar pió i muó. En realitat, el pió va resultar ser la partícula de Yukawa que es buscava. En canvi, el muó semblava un electró, amb les mateixes propietats que aquest, però més pesat.

El mapa de partícules es complicava, i el físic americà Isidor Isaac Rabi va exclamar, davant la notícia del descobriment del muó, la famosa frase «Qui l’ha encarregat?».

En aquells moments, els físics teòrics ja devien intuir el problema que els venia a sobre. Perquè, a més dels nous descobriments, la predicció que havia fet Dirac i que va conduir a la troballa del positró era aplicable a qualsevol altra partícula, que per tant havia de tenir la seva antiparella: igual com existia un antielectró (positró), havien d’existir per exemple antiprotons i antineutrons. I de fet es van detectar experimentalment els anys 1955 i 1956 respectivament.

La confirmació de l’existència de l’antimatèria introduïa un altre enigma, per si en faltaven.

Matèria i antimatèria són incompatibles i es desintegren quan es posen en contacte, generant energia pura.⁷³ Afortunadament, vivim en un univers amb coses, amb matèria, sense aparentment antimatèria rondant en estat lliure.⁷⁴ Però això representa una asimetria sospitosa: com s’ho devia fer la natura per crear un univers fet de matèria i sense antimatèria? Per què una sí i l’altra no? Aquesta qüestió, de la qual parlaré un xic més endavant, encara ara constitueix un enigma que genera intensos debats i investigació.

L’any 1949, en l’estudi sobre la desintegració del no gaire estable muó per convertir-se en l’estable electró, es va pensar que en aquest procés es devia generar una nova partícula, ja que els balanços d’energia tornaven a no quadrar. La partícula havia de ser extremadament lleugera, ja que durant els anys següents es va escapar de qualsevol intent de detecció.

Finalment, a mitjan anys cinquanta Clyde Cowan i Frederick Reines van trobar experimentalment aquella partícula fantasmagòrica. Era el neutrí que havia predit Fermi, i no era estrany que costés tant de detectar. De fet, és tan lleuger que fins fa pocs anys es creia que no en tenia gens, de massa. Actualment tan sols hem aconseguit estimar un valor màxim per a la massa del neutrí, que seria de l’ordre d’una milmilionèsima part de la d’un àtom d’hidrogen!

El neutrí travessa la matèria com si res, cosa que demostra la seva poca capacitat d’interacció i al mateix temps la buidor que «omple» els àtoms. Per exemple, ara mateix, benvolgut lector, estàs sent travessat per trilions de neutrins que provenen del Sol com a subproductes de la fusió nuclear. I aquestes partícules seguiran després creuant la Terra com si res i continuaran el seu camí a través de l’univers, impertorbables, sense molestar-se a xocar contra cap altra partícula.⁷⁵

El neutrí no arribava sol, i l’any 1962 es demostrava que n’existien fins a tres tipus diferents. I posteriorment es va confirmar que aquestes espècies de neutrins podien transformar-se de forma espontània l’una en l’altra.

Aquell caos requeria una feina d’ordenació. Els electrons i els muons (és a dir, els seus bessons pesats), així com els neutrins, compartien algunes propietats, com ara l’anomenat spin, que ve a ser una mesura del moviment de gir de la partícula. Per convenció, se’ls va donar un valor de spin de +1/2. A més, aquestes partícules no formaven part dels nuclis atòmics, i eren immunes a la força forta, així que es van agrupar en una família coneguda com els leptons.

Això no pot ser tan complicat!

Mentrestant, el grup de partícules més pesades també semblava fora de control. Als protons, neutrons, pions i mesons se’ls van unir els kaons i tot un seguit de noves partícules que començaven a fer que les lletres gregues s’acabessin (mesons eta, phi, omega, rho…), la majoria de les quals tenien vides extremadament curtes i s’acabaven desintegrant en temps increïblement petits.

La situació era tan complexa que el físic americà Willis Lamb va ironitzar en el discurs d’acceptació del seu Premi Nobel l’any 1955:

Quan el 1901 es van atorgar els premis Nobel, els físics sabien a penes alguna cosa de tan sols dos objectes que ara s’anomenen partícules elementals: l’electró i el protó. Després de 1930 va aparèixer una inundació d’altres partícules elementals: neutró, neutrí, mesó mu, mesó pi, mesons més pesats i diversos hiperons. He sentit dir que el descobridor d’una nova partícula elemental solia ser recompensat amb un Nobel, però ara tal descobriment hauria de ser castigat amb una multa de deu mil dòlars.

Tan complicada era la natura?

L’any 1964 es va començar a fer la llum, quan Murray Gell-Mann i George Zweig, de forma independent, van predir que totes aquelles partícules pesades no n’eren pas, de fonamentals, i que estaven formades per la combinació de components bàsics, que van anomenar quarks.

Els quarks interaccionaven amb la força forta per unir-se entre ells, i n’hi hauria de diferents «sabors» per poder generar, mitjançant les seves combinacions, tota la parafernàlia de partícules superiors.

Els quarks permetien ordenar el desgavell, de manera que les partícules pesades que s’havien anat detectant quedaven classificades en tan sols dues grans famílies (a part dels leptons): els hadrons, compostos per tres quarks, i els mesons, formats per un quark i un antiquark.

Els primers quarks es van batejar amb el nom de «dalt» (up, amb càrrega elèctrica de +2/3), i «baix» (down, −1/3). Així, un protó és la combinació de dos quarks dalt i un quark baix, amb el resultat net de càrrega elèctrica +1. I un neutró es forma amb un quark dalt i dos quarks baix.

La idea dels quarks, però, va trigar força temps a ser acceptada per la comunitat científica, ja que cap experiment aconseguia detectar-los, i els defensors del model van intuir que potser alguna cosa mantenia els quarks confinats a l’interior dels nuclis atòmics i que no podien existir en estat lliure.

Va ser lentament, i especialment a partir de mitjan anys setanta, que el model basat en quarks es va consolidar, a mesura que els experiments fets amb els col·lisionadors de partícules anaven reproduint les prediccions que el nou model establia.

Finalment, l’any 1978 es creava el model estàndard de partícules, encara vigent avui en dia, ja que s’ha demostrat extremadament consistent. Segons aquest model, tota la matèria està formada tan sols per tres tipus de partícules: els quarks, els leptons i els bosons (que s’havien introduït com a elements que transportaven les forces que existien a la natura).

Es coneixen sis tipus de leptons: l’electró, juntament amb dos germans més pesats i força inestables (el muó i el tauó), i tres neutrins. Pel que fa als quarks, en tenim sis, anomenats dalt, baix, estrany, encant, fons i cim (up, down, strange, charm, bottom i top).

El model es completa amb els bosons següents, responsables de les forces fonamentals: el fotó (responsable de la interacció electromagnètica), el gluó (responsable de la força forta), els W i Z (responsables de la força feble), i un suposat, però encara no detectat, gravitó, que seria el mitjancer de la gravetat.

Pel que fa a la relació entre partícules i forces, els leptons no interaccionen amb la força nuclear forta, però els quarks sí. Això fa que, per exemple, els electrons no es combinin entre ells per formar altres entitats, a diferència dels quarks, que s’enllacen per donar lloc (afortunadament) a protons i neutrons, entre altres components.

El model estàndard de partícules és elegantíssim, en el sentit que agrupa totes les entitats anteriors segons la seva naturalesa i propietats (com ara càrrega elèctrica o spin), i és capaç d’incloure en un mateix model partícules i forces. I fins ara ha estat un instrument utilíssim per entendre la interrelació entre tots aquests components de la natura.

De totes maneres, és molt possible que encara no haguem arribat a la foto final, i tenim algunes pistes que ens fan sospitar que el model estàndard ha d’evolucionar cap a un nou marc més robust i genèric.

Per exemple, encara no s’ha pogut detectar el suposat gravitó. I el que encara és molt més preocupant: la relativitat general d’Einstein ens explica la gravetat sense la necessitat de cap partícula mediadora. De fet, com hem vist anteriorment, amb la relativitat la gravetat passa de ser una força a ser simplement una deformació de l’espaitemps. En altres paraules, tenim dues concepcions de la gravetat: la que es deriva de la mecànica quàntica i del model estàndard de partícules, i la que ens explica la relativitat general. I totes dues són totalment incompatibles entre si.

Per altra banda, estem intentant entendre què és la matèria fosca que abunda a l’univers, i no descartem que la seva detecció al laboratori pogués revolucionar el marc actual de partícules fonamentals.

Dit tot això, hem d’admetre que el model estàndard ha superat fins ara, i amb nota de matrícula d’honor, tots els experiments que s’han fet en les condicions més exigents possibles.

La natura les va crear juntes

Fins ara he parlat del zoològic de partícules i forces fonamentals que conviuen al nostre univers, que formen i esculpeixen tot el que veiem. Però com i quan van néixer?

Per contestar aquesta pregunta ens hem de remuntar de nou al primer instant del cosmos, en el Big Bang, quan regnaven unes energies inimaginables, amb temperatures de l’ordre dels quintilions de graus, unes condicions que, com ja hem vist en el capítol anterior, col·loquen aquesta primera fase del cosmos fora del nostre abast experimental, de manera que només ens queda abordar-la amb models teòrics i simulacions.

És normal, doncs, que tinguem dubtes i espais foscos de coneixement. Afortunadament, aquesta boira es va dissipant a mesura que els rangs d’energia i les temperatures involucrades van anar baixant, a causa de l’expansió, i es van assimilar a les que podem aconseguir amb els acceleradors de partícules. Així, fins i tot abans del segon de vida de l’univers ja disposem d’un relat aparentment sòlid. I, ho haig de dir un cop més, això no deixa de ser un assoliment increïble per a una espècie còsmicament tan humil com la nostra.

Un dels aspectes que tenim més borrosos és el de l’aparició de les quatre forces de la natura. Bé, en realitat hauria de parlar, més que de la seva aparició, del seu desdoblament. La qüestió és que en el primer instant de l’univers, amb l’extraordinari nivell de temperatures i energies regnant, els científics creuen —n’estan pràcticament convençuts— que totes les forces estaven unificades en una de sola.

Pot semblar impossible que es puguin unificar forces tan brutalment diferents com la gravetat i l’electromagnetisme, tan contraposades que, com hem vist, la primera actua sobre les masses i és sempre additiva, mentre que la segona requereix càrregues elèctriques i pot ser també repulsiva. O que es pugui combinar l’electromagnetisme amb la força nuclear feble o forta (el rang d’acció d’aquestes dues forces és extraordinàriament petit, i per complicar-ho la força forta només actua sobre els quarks). Però també ho devia semblar, a finals del segle XIX, la unificació de l’electricitat i el magnetisme.

En efecte, anteriorment ja he explicat com Maxwell va adonar-se que aquests dos fenòmens eren manifestacions d’una mateixa força, és a dir, que totes dues es podien unificar en una de sola que es va anomenar electromagnètica.

Qui ho havia de dir? Abans de Maxwell aquestes manifestacions de què parlem semblaven clarament diferents. Els imants atrauen metalls, i l’electricitat corre per fils de coure per alimentar bombetes. Què podien tenir de similar aquells fenòmens? Doncs va resultar que els corrents elèctrics generen camps magnètics, i que al seu torn aquests indueixen corrents elèctrics.

El concepte de la unificació extrema ens diu, doncs, que probablement al principi del nostre univers les forces de la gravetat, l’electromagnetisme, la nuclear forta i la nuclear feble devien emanar d’una arrel comuna. I tenim raons per pensar que aquest podria haver estat el cas, més enllà del que Maxwell ens va ensenyar fa més d’un segle.

Els primers intents moderns de formular una teoria que unifiqués algunes de les quatre forces fonamentals es van dur a terme durant les dècades dels seixanta i setanta del segle XX. Aquells estudis van conduir a un model teòric que efectivament unificava la força electromagnètica i la nuclear feble, i que predeien que l’origen de totes dues seria una força primitiva anomenada electrofeble.

La veritat és que, en aquells moments, es tractava d’una aposta arriscada. Unificar l’electromagnetisme i la força feble era com barrejar aigua i oli, entre altres coses, com he dit anteriorment, perquè la primera actua sobre grans distàncies, entre estrelles i galàxies, mentre que la força feble té un radi d’acció subatòmic. Però a pesar de les dificultats els científics se’n van sortir, i l’any 1983 aquesta unificació electrofeble quedava demostrada experimentalment al CERN.⁷⁶

I aquest és el punt on som actualment. Hem aconseguit demostrar una primera unificació, i ens esforcem per avançar (o més ben dit per retrocedir, ja que es tracta de rebobinar el temps) en la combinació de la resta d’interaccions. Com a resultat d’aquest esforç, s’han desenvolupat un conjunt d’hipòtesis, conegudes col·lectivament amb el nom de GUTs (Grand Unification Theories), per explicar com seria la unificació entre la força nuclear forta i l’electrofeble.

Segons les GUTs més populars, la unificació entre les forces electrofeble i nuclear forta s’hauria trencat aproximadament quan l’univers va començar la seva època de boja expansió inflacionària (t’atreveixes a recordar quan va tenir lloc aquest període? Després d’una centmil·lèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de milionèsima de segon del moment zero). No és estrany que després de veure tot això anem una mica justos de forces,⁷⁷ de manera que molt pocs s’aventuren a anar encara més enrere en els temps i incloure també la unificació de la gravetat.

La moneda per pagar la compra de les partícules

He parlat de la unificació de forces. Però i les partícules?

Totes devien tenir també el mateix origen, un origen que s’hauria d’explicar gràcies a la famosíssima equació de la relativitat especial E=mc², que ens diu que energia i matèria són una mateixa cosa i que una es pot transformar en l’altra (la lletra E representa l’energia, la m és la massa de l’objecte en qüestió, i la c, que apareix elevada al quadrat, és la velocitat de la llum).⁷⁸

Amb aquesta fórmula, l’energia actua com a moneda per pagar-li a la natura la fabricació de massa. Com més energia tinguem, més matèria pagarem. Però no tan sols això, sinó que també podrem permetre’ns partícules més pesades i complexes.

Per exemple, la interacció entre dos fotons (energia pura) fa aparèixer una parella de partícules (en realitat, una partícula i la seva corresponent antipartícula). Com més energètics siguin els fotons, més massives podran ser les partícules i antipartícules que es creïn.

A pesar que aquest model, el de la creació de matèria a partir d’energia pura, el tenim ben consolidat i provat experimentalment (és un dels pilars sobre els quals descansa el funcionament dels acceleradors de partícules), entendre els detalls de com va ser la seqüència d’esdeveniments durant el moment inicial de l’univers no resulta senzill. En particular, la nostra física, tant la relativitat general com la mecànica quàntica, no poden rebobinar més el temps que quan el cosmos tenia, atenció, una dècima de septilionèsima de segon.

Anomenem aquest moment l’època de Planck, i suposem que l’espai devia estar dominat per efectes quàntics sobre els quals tan sols podem teoritzar.

Seguint el que deia anteriorment, en aquest moment les quatre forces devien estar unificades, però immediatament després es devien començar a desdoblar; la primera que ho va fer devia ser la gravetat, quan la temperatura es devia «refredar» fins al quintilió de graus aproximadament! Un instant després es devia engegar la inflació, de la qual ja hem parlat, que va estirar exponencialment el cosmos durant un brevíssim instant.

Però… un moment! No ens surten els números. Segons els models que tenim, la inflació va ser tan enormement efectiva expandint l’univers que el devia refredar en extrem, fins quasi el zero absolut de temperatura! Un fet dramàtic, ja que això significaria que l’energia inicial es va diluir tant que ja no servia de moneda per pagar la creació de res!⁷⁹ I com que som aquí, i per tant la natura sí que va acceptar un pagament per fabricar partícules, deduïm que o bé la inflació no és certa o bé se’ns escapa alguna cosa.

És clar, eliminar la inflació còsmica és retrobar-nos amb els problemes de l’horitzó, de l’espai pla i dels monopols, i la veritat és que això fa mandra. Afortunadament, hi ha una sortida, i és recuperar l’inflató, la partícula que he introduït en el capítol anterior, que devia ser la causant del procés d’inflació.

Fos quina fos la causa que va provocar el final del procés inflacionari en el nostre petit bocí d’univers, el resultat va ser que l’inflató, que el podem entendre com el camp d’energia que estirava l’espai, es va quedar sense feina, i que aquest camp d’energia va quedar alliberat i va revertir cap a l’espai, reescalfant-lo, de manera que, finalitzada la inflació, l’univers va recuperar energia disponible per comprar matèria.⁸⁰

Amb aquesta energia de reescalfament, el cosmos va fabricar les primeres partícules, les que requerien més despesa (i, per tant, les que s’havien de formar a temperatures més elevades): els quarks i els gluons (els maons del que més tard serien protons i neutrons).

Però aquest procés, que, per cert anomenem bariogènesi (pel fet que els quarks són barions), tampoc no està mancat de misteri. I un de molt gros.

Vade retro, antimatèria!

Com acabem d’explicar, l’energia dona lloc a parelles de partícules i antipartícules, una reacció perfectament reversible, ja que quan la matèria es posa en contacte amb l’antimatèria totes dues es desintegren revertint en energia pura, així que la sopa calenta que era el cosmos en aquells primers instants bullia amb l’aparició i desaparició espontània de parelles de partícules i antipartícules.

Com pot ser, doncs, que el nostre univers hagi quedat format (afortunadament) per matèria? Com és que simplement no va desaparèixer tot quan l’expansió va refredar l’univers i ja no es van poder seguir formant parelles de partícules i antipartícules i les que hi havia es van aniquilar mútuament? Clarament, alguna cosa devia trencar aquell equilibri entre la matèria i l’antimatèria en favor de la primera. Algun procés havia de crear un petitíssim excés de partícules sobre les antipartícules perquè, com a resultat net, quedés un univers amb alguna cosa. Però quin procés?

Aquesta pertorbadora qüestió es troba encara sobre la taula de disseny dels cosmòlegs, i de moment tan sols alguns s’han aventurat amb models teòrics que podrien explicar aquest comportament tan afortunat (per a nosaltres i tot el que ens rodeja) de la natura.

Alguns dels models expliquen que, en uns moments tan espectaculars com els que permetien que les forces estiguessin unificades, segurament es podien engegar processos que avui estarien prohibits i que permetrien la transformació entre matèria i antimatèria.⁸¹ En definitiva, el que podem assegurar amb els ulls tancats és que l’aniquilació entre matèria i antimatèria no va donar zero, i que va sobreviure una ínfima part de matèria, que és la que va forma l’univers que observem.

Si tanquem els ulls al fet que encara no sabem com la matèria va superar l’antimatèria, més enllà d’aquest escull la construcció de la resta de material de l’univers ja va anar coll avall, i s’han dedicat obres senceres a descriure tot el que va venir després.⁸² A continuació farem una ràpida revisió del desenvolupament d’aquest univers acabat de néixer.

Instant a instant, però a la velocitat justa

Quan havia passat un segon del moment zero ja s’havien format els protons i els neutrons a partir de la combinació dels quarks supervivents (amb un clar excés de protons sobre els neutrons, degut al fet que aquests últims són una mica més pesats que els primers i, per tant, més cars de fabricar). I en deu segons més ja havien aparegut els electrons (de nou, en lleugeríssim excés sobre els positrons perquè en la seva aniquilació mútua en sobressin suficients, d’electrons, per donar compte de l’univers que habitem).

A partir dels tres minuts de vida, l’univers ja va poder començar a ajuntar protons i neutrons per formar els primers nuclis atòmics, en un procés anomenat nucleosíntesi del Big Bang.

En concret, es van formar els nuclis atòmics més lleugers de la natura, com ara l’heli i una mica de liti, però no es va poder anar més enllà i seguir el procés perquè la temperatura va continuar baixant ràpidament.

Aproximadament als vint minuts ja no hi havia energia suficient per seguir alimentant la màquina de fusionar partícules. Després d’aquell instant, l’univers estava format per nuclis d’hidrogen (és a dir, protons sense combinar), nuclis de deuteri (l’isòtop de l’hidrogen, format per un protó i un neutró), nuclis d’heli (bàsicament He-4, el més estable dels isòtops d’aquest nucli, format per dos protons i dos neutrons, tot i que també es van formar quantitats molt menors d’heli-3 amb un neutró menys), i en moltíssima menor presència nuclis de liti.

Per la seva banda, els electrons seguien lliures, sense combinar-se amb els tot just apareguts nuclis atòmics. La raó l’he explicat en el capítol anterior, quan parlàvem de la radiació còsmica de microones, i deia que, abans no baixés prou la temperatura de l’univers, els fotons de llum transportaven tanta energia que frustraven qualsevol intent de combinació entre electrons i nuclis.

És interessant veure que tot el procés de nucleosíntesi va poder progressar gràcies al fet que el ritme d’expansió de l’univers va ser l’idoni, qüestió que és absolutament rellevant per al que estem veient en aquest llibre.

I és que resulta que en estat lliure els neutrons són inestables i es desintegren en protons (més un antineutrí i un electró). En efecte, els neutrons tenen una vida mitjana de tan sols 10 minuts i 11 segons,⁸³ i si es volen conservar intactes s’han de confinar dins els nuclis atòmics al costat dels protons. Si es fa així, el neutró es converteix en tan estable que l’univers no ha viscut prou temps perquè cap d’ells es desintegri!

Així que si l’expansió de l’univers hagués estat més lenta, i la nucleosíntesi s’hagués iniciat més tard, el procés ja no hauria trobat neutrons vius per combinar amb protons. Els neutrons, components essencials i omnipresents dels nostres actuals àtoms, s’haurien perdut de forma majoritària.

És cert que el procés de fusió nuclear que té lloc dins les estrelles, del qual parlaré en el capítol següent, fabrica neutrons a partir de protons i els preserva combinats en nuclis d’heli. Però en qualsevol cas, amb una expansió més lenta, la pèrdua dels primers neutrons hauria donat lloc a una composició d’aquell primer univers força diferent, cosa que probablement hauria conduït a resultats també diferents.

Un cop es va aturar el procés de nucleosíntesi, l’univers va haver d’esperar fins als aproximadament 250.000 anys de vida perquè les condicions de temperatura fossin les adequades (3.760 K) per permetre que els electrons quedessin finalment lligats als nuclis atòmics; va ser el famós, i conegut nostre, moment de la recombinació. Uns 130.000 anys més tard els electrons lliures havien pràcticament desaparegut i s’alliberava la llum del fons còsmic de microones.

Si us plau, no juguem amb les masses de les partícules i les intensitats de les forces

Després que haguem repassat els primers batecs de l’univers i vist com i quan van aparèixer les forces i la matèria, ara et proposo reflexionar sobre com de ben triats han estat aquests components de la natura.

Evidentment, el sol fet de la nostra existència ja demostra que les propietats de les partícules i les intensitats de les forces són les idònies. Però resulta molt interessant veure quin marge de maniobra tenia la natura en escollir aquestes propietats. Què hauria passat si, posem per cas, l’electró hagués nascut amb un xic més de massa, o si la força de la gravetat fos una mica més intensa del que és en el nostre univers?

D’entrada, revisem quines forces i partícules sembla necessitar la natura per formar tot el que ens rodeja: els planetes, les estrelles, les galàxies, nosaltres. Perquè ja t’avanço que no les requereix totes, la qual cosa no deixa de ser enigmàtica i fa que ens preguntem per què, doncs, n’existeixen tantes i quina utilitat tenen.

Pel que fa a les forces, i a pesar que els humans tan sols en notem dues, la gravetat i l’electromagnetisme, la natura les necessita totes: la força forta per mantenir els quarks units dins el nucli atòmic, i la força feble per facilitar la fusió nuclear que es produeix al cor de les estrelles i ens dona la vida. Per tant, en la recepta d’ingredients de la vida hem d’incloure l’acció dels bosons corresponents, que com hem vist són les partícules mediadores de les forces (fotons, gluons, bosons W i Z… i ves a saber si també el gravitó en cas que existeixi).

Però quan ens fixem en les altres partícules, en les que no són bosons i serveixen per fabricar matèria,⁸⁴ la situació és molt diferent. En concret, els àtoms contenen només dos tipus de quarks, el dalt i el baix (components dels protons i dels neutrons), i no trobem de forma natural cap substància que empri els altres quatre quarks. Llavors, quina finalitat tenia fabricar aquests quarks addicionals més pesats?

I els leptons? Bé, l’electró és essencial, un component omnipresent a la natura. Com també ho són els neutrins, que inunden el cosmos, generats per les reaccions nuclears dins les estrelles o en les explosions de les supernoves. Però… i el muó i el tauó? Doncs tampoc coneixem cap utilitat natural per als germans més massius de l’electró. En altres paraules, sembla que l’univers hauria pogut ser idèntic a l’actual sense ells.

Totes aquestes partícules que semblen supèrflues, els quatre quarks i els dos leptons pesats, només les detectem en processos extraordinàriament energètics dins els nostres acceleradors de partícules o amb la interacció dels rajos còsmics amb l’atmosfera. Tenen vides curtíssimes, i immediatament es desintegren per acabar donant les partícules més usuals comentades anteriorment.

Per exemple, un quark de la varietat fons es desintegra en una bilionèsima de segon per convertir-se en un quark encant, el qual es transforma en un de tipus estrany en també una bilionèsima de segon. Finalment, el quark estrany decau en una centmilionèsima de segon per donar lloc a un quark dalt.

En resum, i fins on arriba el nostre coneixement actual, l’univers podria funcionar perfectament sense tanta parafernàlia. I per a la nostra reflexió sobre la vida, aquest fet representa un gran avantatge, ja que ens permet centrar-nos només en les propietats de dos quarks, de l’electró, dels neutrins i de quatre forces. Unes propietats, per cert, tan ben ajustades que qualsevol rebutjaria jugar a modificar-les ni que fos una mica per por de carregar-se tot el nostre univers.

Comencem parlant dels quarks dalt i baix. El que ens interessa és saber què hauria passat si el cosmos hagués decidit que aquests dos quarks adoptessin una massa diferent de la que tenen.

Aquesta és una qüestió fonamental, ja que sabem que a la natura no li acaben d’agradar gaire les partícules pesades, que són més difícils de fabricar i, com hem vist, acostumen a tenir vides molt curtes.

A més, també sabem que, mitjançant la força feble, els quarks dalt i baix es poden transformar l’un en l’altre, però afortunadament per a nosaltres no ho fan espontàniament dins un nucli atòmic: allí els dos quarks es mantenen estables, i d’aquesta manera es fa possible que els nuclis atòmics existeixin. La qüestió és saber si aquesta estabilitat s’hauria pogut mantenir si les masses dels quarks dalt i baix haguessin estat diferents de les que són en el nostre univers (masses que, segons les millors estimacions de què disposem, són de 2,01 i 4,79 MeV⁸⁵ respectivament).

Les anàlisis teòriques indiquen que els àtoms no podrien existir si la massa del quark baix no se situés dins d’un rang que va entre el 40 i el 270% aproximadament de la massa que té. Qualsevol valor fora d’aquest rang faria que el quark baix fos inestable i decaigués transformant-se en el seu company dalt (per tant, adeu-siau protons i neutrons!).

Per altra banda, sembla que les restriccions per al quark dalt serien menys estrictes, i la seva massa podria haver estat unes cent vegades inferior o també dos cops superior sense que aparentment res no hagués canviat.

En una primera ullada, els rangs anteriors et poden semblar força permissibles, però en realitat no ho són tant si tens en compte que el valor de les masses d’aquestes partícules fonamentals podria haver pres qualsevol valor. Per exemple, només que un dels dos quarks hagués tingut una massa tres vegades superior a la que té ja se superaria el rang permès. De forma similar, fora catastròfic que la natura hagués decidit que el quark baix adoptés una massa un xic menor que dos cops la que finalment va preferir tenir.

Però és que, a més de les restriccions amb els rangs de les masses individuals dels quarks dalt i baix, els estudis demostren que també existeix un equilibri molt ben trobat entre la proporció d’aquestes masses entre si.

És a dir, amb independència de si les masses dels quarks dalt i baix queden dins del rang amigable per a la vida, el balanç entre elles no pot ser qualsevol si es vol que els protons i els neutrons siguin estables.

No és l’objectiu d’aquest llibre entrar en aquest nivell de detall, que, per altra banda, és força complex d’interpretar. El missatge, però, queda clar: si vols crear un cosmos on puguin existir coses, hauràs d’evitar tirar els daus i t’hauràs d’esforçar a escollir amb cura els valors de les masses de dues partícules fonamentals que hem anomenat quarks dalt i baix.

La massa de l’electró també ha de complir certes condicions amb relació a la massa del protó perquè els àtoms siguin estables. Tal com he comentat anteriorment, un neutró decau de forma espontània en un protó alliberant un electró i un antineutrí, i això passa perquè la massa del neutró és lleugerament superior a la suma de les tres partícules resultants. Si no fos així, el procés evolucionaria a la inversa, i seria el protó el que decauria espontàniament. En altres paraules, seria el neutró l’espècie preferida per la natura enfront del protó, la qual cosa hauria tingut efectes nefastos per a la formació dels àtoms.

S’han fet diverses estimacions en aquest sentit, i algunes indiquen que si la massa de l’electró fos tan sols, atenció, un 1% superior, mantenint igual la de les altres partícules, el balanç es trencaria en favor del neutró i no hi seríem.

Pel que fa a les forces, segurament el fet més sorprenent és l’extrema feblesa de la gravetat comparada amb la intensitat de les altres forces. En el nostre univers, la gravetat és trenta-sis ordres de magnitud menys potent que la força electromagnètica. Trenta-sis ordes de magnitud és una barbaritat, i escrit amb totes les xifres vol dir que la gravetat és 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 de cops més feble que l’electromagnetisme.

Novament, ens podem plantejar què li hauria importat al cosmos que, en lloc d’un 1 seguit per trenta-sis zeros, la gravetat, comparada amb l’electromagnetisme, hagués estat tan sols, posem per cas, mil cops més potent de la que observem. En aquest cas, el balanç de forces hauria quedat establert en un 1 seguit per trenta-tres zeros. A qui li hauria importat?

Bé, suposo que a nosaltres no, simplement perquè no seríem aquí per preocupar-nos-en. Amb una gravetat més potent, el cicle de vida i mort de l’univers s’hauria accelerat. Les estrelles haurien nascut amb molta més massa, i la seva vida s’hauria acabat ràpidament.

Tal com veurem en el capítol següent, la nostra estrella, el Sol, ha viscut uns 4.600 milions d’anys, temps més que suficient perquè en un petit planeta rocós hagi aparegut i evolucionat la vida. Però amb una gravetat superior el Sol hauria estat una superestrella que hauria viscut a penes uns pocs milions d’anys i hauria mort en forma de supernova. En resum, la diferència entre trenta-sis o trenta-tres zeros és equivalent a la que hi ha entre ser i no ser.

En canvi, la força nuclear feble sembla presentar un marge de maniobra molt més còmode pel que fa a la vida, almenys a priori.

El raonament funciona així: si aquesta força, responsable entre altres coses de la transmutació entre protons i neutrons, hagués estat més feble els neutrons haurien viscut més temps en estat lliure, sense desintegrar-se. La proporció entre protons i neutrons s’hauria equilibrat, i com a conseqüència el procés de nucleosíntesi que he descrit en el capítol anterior hauria aconseguit formar més He-4 i deuteri i, en conseqüència, haurien quedat menys protons sense combinar (és a dir, menys hidrogen). Però al nostre univers l’abundància de l’hidrogen sobre altres espècies químiques és tan gran que pensem que una major proporció d’heli o deuteri no hauria canviat gairebé res.

En l’extrem en què la força feble simplement no hagués existit o fos extremadament menys rellevant, tots els protons s’haurien combinat amb neutrons i no quedaria hidrogen lliure. Però, fins i tot en aquest cas, les estrelles, que com veurem generen energia i elements químics a partir de la fusió nuclear dels protons, podrien seguir funcionant treballant amb nuclis de deuteri i heli.

Per contrapartida, una força feble més intensa hauria generat l’escenari invers: una vida més curta dels neutrons lliures hauria conduït a una preponderància encara major dels nuclis d’hidrogen sobre altres elements, un fet que tampoc sembla gaire crític, ja que la fusió nuclear de les estrelles s’hauria encarregat de poblar l’espai de neutrons creant elements químics més pesats que l’hidrogen.

Cura, però, ja que tot això són tan sols suposicions. Abans ja he dit que sense neutrons, i a pesar que les estrelles en fabriquen, ves a saber com hauria evolucionat l’univers a partir d’una composició diferent de l’actual. Hauria seguit el mateix camí que, afortunadament per a nosaltres, ha seguit? Tots els processos físics i químics que ens rodegen haurien estat iguals, haurien funcionat de la mateixa manera?

Per finalitzar aquesta revisió, ens queda analitzar un altre dels equilibris entre forces més importants: el pols que mantenen la força nuclear forta i l’electromagnetisme.

Aquest balanç és fonamental per permetre que els àtoms existeixin, més concretament els seus nuclis. Com a exemple, només s’ha de pensar que la presència de més d’un protó en un nucli atòmic (la qual cosa passa en tots els àtoms, excepte en el de l’hidrogen) genera grans repulsions elèctriques que han de poder ser més que contrarestades pel lligam generat per la força nuclear forta.

Què passaria si la força forta fos un xic més intensa comparada amb la força electromagnètica? I si fos menys potent? Els estudis que s’han fet indiquen que quedarien enormement afectats els processos de fusió nuclear que tenen lloc al cor de les estrelles, que revisarem al capítol següent. Aquests processos són fonamentals per fabricar elements químics més complexos que l’heli, com ara el carboni o l’oxigen, imprescindibles per a la vida.

Les simulacions conclouen que un lleu 0,5% de canvi en la intensitat de la força nuclear forta o un 4% en la de l’electromagnètica seria el marge de seguretat que tindríem si volguéssim que les estrelles poguessin fabricar carboni o oxigen. Un marge ben reduït, certament, que ens torna a posar sobre la taula l’extraordinària combinació que ha triat la natura per al nostre univers.

El perill que comporta la revisió que acabem de fer és que amb tanta xifra i percentatges puguem perdre la perspectiva del que significa tot plegat. Quan es contempla tot en global, els delicats equilibris particulars entre les propietats de parells de partícules i de forces fonamentals apareixen com a espectaculars, com a poc probables.

I, és clar, la pregunta, la mateixa que ens estem fent en cada racó d’aquest llibre, i que ens seguirem fent en els capítols restants, és per què. Si la natura no ha tirat els daus per crear els maons del nostre univers, vol dir que no juga mai a l’atzar? Pensar això és com acceptar un pla premeditat. Tret que…

Tret que a la natura sí que li agradi jugar, i molt. Tant, que ja ha tirat els daus molts cops, infinites vegades. Amb resultats dispars, tots impossibles per a l’existència dels àtoms i de la vida. Tots, excepte una de les jugades entre totes. Una improbable i casual jugada mestra que va aparèixer quasi per obligació de tant que van rodar els daus.

No voldria acabar aquest capítol sense apuntar una altra possibilitat: podria ser que, escollida una propietat, posem per cas la massa del quark dalt, les altres característiques de la resta de partícules i forces quedessin determinades? Hi ha alguna cosa, que encara no coneixem, que lliga i coordina com són els constituents més fonamentals del cosmos?

Seria perfectament possible. Potser no per a totes les propietats, qui sap. No podem descartar aquesta possibilitat, atès el poquíssim coneixement que tenim d’un substrat inferior que, de moment, ni la quàntica és capaç de descriure’ns.

Ja he apuntat que, de formació, soc quàntic a més d’astrofísic. El món de la quàntica trenca tot el sentit comú, prediu comportaments i propietats dels elements més petits de la natura que ens semblen impossibles i que contradiuen tota lògica, però que en canvi es compleixen fins al detall més mínim, sense fallar mai.

Pot ser que la natura sigui tan complicada? O el que ens passa és que hem descobert lleis que s’acompleixen sempre però que, en realitat, no ens expliquen com funciona de debò la natura?

En aquest sentit, i amb el risc que s’enfadin els col·legues quàntics, sempre explico l’exemple d’un món de dues dimensions en què els habitants, de dues dimensions, observen quatre taques a la superfície del seu món —taques que, ells no ho saben, són les potes d’una taula tridimensional que ni es poden imaginar.

Els científics bidimensionals han anat observant, al llarg del temps, canvis sobtats en la posició de les ombres. I el que encara és més interessant: han descobert que quan una de les taques es mou les altres tres també ho fan. I amb molta observació els estudiosos han arribat a formular una llei aparentment immutable de la natura, a la qual han donat el nom de «llei de conservació de les distàncies». Aquesta llei diu que les distàncies entre les quatre taques es mantenen immutables sigui quina sigui la seva posició. I, efectivament, mai ningú, en aquell món pla, ha pogut veure una violació d’aquesta norma.

Vol dir això que els habitants del món en dues dimensions entenen la natura? És clar que no. No l’entenen gens ni mica. Ells, limitats com estan, no es poden imaginar l’existència d’una taula ni de les seves potes. No sospiten que les taques que observen són tan sols els reflexos bidimensionals de l’estructura que sosté la taula. I que aquesta és un objecte sòlid, i que per tant és perfectament normal que es conservin les distàncies entre potes quan la taula es mogui.

Podria ser que algunes de les coses que ens descriu amb tanta exactitud la mecànica quàntica no fossin sinó un reflex en la nostra limitada realitat d’una natura més harmoniosa i simple? Si acceptem aquesta possibilitat, llavors també podria ser que hi hagués mecanismes que lliguessin i coordinessin algunes de les característiques entre forces i partícules.

Podria ser que si poguéssim contemplar la natura en tota la seva dimensió ens emocionéssim davant la seva bellesa i simplicitat?

Potser llavors ho entendríem tot.

LES CLAUS DE LA VIDA

› Els neutrons, en estat lliure, són inestables. El ritme d’expansió de l’univers va ser l’adequat per permetre que els neutrons, abans de desaparèixer, es combinessin amb protons per donar els primers nuclis atòmics. D’aquesta manera, la natura els va preservar.

› Per fabricar tot el que veiem, sembla que tan sols es necessiten unes poques partícules. En concret, els protons i neutrons contenen només dos tipus de quarks dels sis que existeixen. Quina és, doncs, la utilitat de les partícules que no s’empren?

› Les propietats dels dos principals quarks, dalt i baix, estan molt equilibrades i a penes permeten modificacions. La massa del quark baix tan sols pot oscil·lar entre el 40% i el 270% de l’actual si volem tenir àtoms. I la del quark dalt permet només una forquilla de variació que va de cent cops menys pesat a dos més pesat.

› La massa de l’electró està també molt restringida: només que fos un 1% més massiu, no existirien els àtoms.

› La intensitat de la gravetat és 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 de cops més feble que la que presenta la força electromagnètica. Només que l’1 anterior hagués estat seguit per trenta-tres zeros en lloc dels trenta-sis que he escrit, l’univers s’hauria desenvolupat rapidíssimament i la vida de les estrelles seria massa efímera per permetre l’aparició de planetes amb vida.

› La força nuclear forta acceptaria només un 0,5% de variació en la seva intensitat, i la força electromagnètica un 4%, per mantenir actius els processos de fusió nuclear que tenen lloc dins les estrelles i que les fan fabricar quasi tots els elements químics dels quals estem compostos nosaltres i tot el que ens rodeja.

66. Ja ens havíem trobat el terme «estàndard» quan parlàvem del model cosmològic. Ara el veiem aplicat al model de partícules.

67. La paraula átomon significa en grec que no es pot tallar o dividir.

68. Marie Curie és una de les figures més rellevants que ha donat el món de la ciència. De nom original Maria Sklodowska, va néixer l’any 1867 a Polònia, en el si d’una família humil. Va estudiar a la Sorbona de París i es va convertir en la primera dona que va rebre un premi Nobel, el de física l’any 1903. Posteriorment va guanyar també el de química l’any 1911. Va morir d’anèmia als seixanta-sis anys degut als efectes de la radioactivitat acumulada durant els seus treballs.

69. Molt sovint m’agrada referir-me a la quàntica com la ciència que desafia el sentit comú. I és que els resultats que se’n deriven són capaços de trencar qualsevol raonament lògic que el nostre cervell pugui generar sobre la natura a nivell microscòpic.

70. El nom d’aquest element, poloni, es va posar en honor al lloc de procedència de l’eminent científica.

71. L’antimatèria està formada per antipartícules, que tenen les mateixes propietats que les seves partícules bessones però amb càrrega elèctrica oposada. Les antipartícules poden formar antiàtoms, i aquests en teoria antimolècules, antiplanetes, i antipersones (el tema favorit d’alguns guions de ciència-ficció). Però com que matèria i antimatèria s’odien profundament i quan es troben s’aniquilen enmig d’un flaix d’energia, el fet que el nostre univers estigui format majoritàriament per matèria fa que qualsevol intent de construir res amb antimatèria resulti pràcticament impossible. Així, a hores d’ara, als nostres laboratoris no hem pogut estabilitzar res més complex que un àtom d’antihidrogen durant a penes uns minuts.

72. Aquesta relació entre magnetisme i electricitat es manifesta en efectes força quotidians i àmpliament utilitzats en tot tipus d’equips electrònics. Per exemple, un corrent elèctric pot crear al seu voltant un camp magnètic. I, al seu torn, un camp magnètic pot induir corrents elèctrics a prop seu.

73. De fet, es tracta de la forma més eficient que té la natura de generar energia, enormement millor que els processos de fusió nuclear de les estrelles. Quan una partícula i la seva antipartícula interaccionen, tota la seva massa es transforma en energia.

74. Alguns processos astrofísics, com ara la fusió nuclear dins les estrelles, produeixen quantitats ingents de positrons a cada segon. Però aquests ho tenen malament en un univers fet de matèria, i sobreviuen molt poc abans de xocar contra un electró i desintegrar-se.

75. Un neutrí d’energia mitjana podria travessar una paret de plom d’un any llum de gruix sense xocar contra cap àtom!

76. El CERN (Conseil Européen pour la Recherche Nucléaire) és l’organització formada per vint-i-tres estats que gestiona la que de moment és la màquina més gran mai construïda per la humanitat. Es tracta de l’accelerador de partícules anomenat LHC (Large Hadron Collider), un enorme cercle de vint-i-set quilòmetres de recorregut sota terra ubicat a prop de Ginebra, entre les fronteres de França i Suïssa.

77. Espero que el lector disculpi aquesta broma fàcil.

78. Estem emprant aquesta equació cada dia en els nostres reactors nuclears i als acceleradors de partícules. I, com ja hem llegit anteriorment, la natura també l’utilitza dins el cor de les estrelles, on a cada segon es transformen en energia milions de tones de matèria.

79. Poc s’esperaven els creadors del terme inflació aplicat a l’univers que acabaríem trobant una similitud tan bona amb el terme econòmic. La inflació de l’espai va devaluar l’energia, la moneda per pagar la formació de matèria, que va passar a no valer a penes res.

80. A risc de fer-me pesat, l’inflató va fer de moneda refugi, l’univers hi va invertir i després va poder bescanviar-la per energia i va poder tirar endavant el procés de compra que tenia previst fer.

81. En concret, se sospita d’un procés que permetria la transmutació d’antiquarks per donar lloc a electrons, és a dir, el pas d’antimatèria a matèria, cosa que trencaria l’equilibri en favor d’aquesta.

82. La referència quasi icònica d’aquestes obres segueix sent, probablement, el llibre del premi Nobel Steven Weinberg titulat Els tres primers minuts de l’univers, a pesar que la primera edició va veure la llum ja fa força temps, l’any 1977. Posteriorment se’n va fer una segona edició, actualitzada, l’any 1993.

83. La vida mitjana ens indica el temps mitjà que viu una partícula, i és, per tant, una mesura estadística que ens parla de la seva estabilitat.

En el moment d’escriure aquest llibre, hi ha petites discordances amb el valor de la vida mitjana del neutró en funció del mètode emprat per al càlcul, la qual cosa representa un important desafiament per a la física teòrica.

84. El conjunt d’aquestes partícules s’anomenen col·lectivament fermions, i inclouen els quarks i els leptons.

85. La unitat de massa que s’empra habitualment en física de partícules és el MeV (megaelectronvolt). Un electronvolt és la quantitat d’energia que adquireix un electró quan travessa un camp elèctric amb una diferència de potencial d’un volt. El lector atent haurà notat el joc: utilitzem unitats d’energia per referir-nos a la massa. No és més que una manera elegant de treure partit de l’equació de la relativitat especial, que ens parla de l’equivalència entre les dues entitats.

4

Pols d’estrelles

Com hem vist fins ara, als instants inicials de l’univers es van formar els maons de la vida —les partícules i forces fonamentals—, així com els primers àtoms de la natura —l’hidrogen i l’heli.

Però encara quedava molta feina per poder manufacturar coses, ja que les coses no es fan només amb hidrogen i heli. Crear una simple pedra inanimada requereix silici, carboni, magnesi, calci, oxigen… i el procés per fabricar una humil formiga necessita molts més ingredients.

Tal com descobrirem a continuació, ha estat dins les estrelles on s’han forjat els components de la vida. A milions de graus, als seus cors i mitjançant un procés anomenat fusió nuclear, s’han anat creant elements químics tan essencials com el carboni o l’oxigen. I en la mort explosiva de les estrelles, dels sols, s’ha completat tota la taula periòdica d’elements fins al mateix urani.

Som aquí perquè, fa milers de milions d’anys, van viure i morir generacions anteriors d’estrelles que van enriquir l’espai, on després apareixeria el Sol i els planetes del Sistema Solar, d’elements químics.

Recordo perfectament una entrevista en un conegut mitjà de comunicació en què la periodista em va dir que era una pena que les estrelles morissin. «Al revés», vaig contestar. «Quina sort en tenim, que morin! Si no, no seríem aquí.»

Els ingredients de la vida

Tot el que coneixem, tot el que ens rodeja i forma una taula, un ordinador, una pedra, un arbre, una papallona o una persona està fet d’àtoms, en un nombre increïblement gran, per cert.⁸⁶ Tot està compost per elements químics, perfectament combinats per tal de crear teixits, cadenes, estructures.

Un element químic està compost per un nucli i un determinat nombre d’electrons, i el nucli, al seu torn, conté protons i sovint neutrons. Com ja hem vist anteriorment, el que dona identitat a un element químic és el nombre de protons que conté, que haurà de ser forçosament idèntic al nombre d’electrons si estem parlant d’elements neutres, és a dir, sense càrrega elèctrica.⁸⁷

El nostre conegut hidrogen, el protagonista de l’univers i el més simple dels elements, té un sol protó al seu nucli, i un electró orbitant-lo. L’heli, el segon element químic més abundant al cosmos, té dos protons al nucli. D’aquesta manera, augmentant el nombre de protons al nucli atòmic, es van obtenint tots els elements químics existents.

A mitjan segle XIX, Dmitri Mendeléiev va començar a agrupar els elements químics que es coneixien en aquell moment basant-se en les seves propietats. És així com va anar prenent forma la famosa taula periòdica dels elements que tots hem estudiat a l’escola.

Aquesta taula, una excepcional obra d’ordenació amb què els humans hem pogut assolir el domini de la química, comença per l’hidrogen, en la posició 1, i segueix fins a l’oganessó, el número 118.⁸⁸ La posició d’un determinat element dins la taula es coneix com el número atòmic, i pel que he explicat fa una estona coincideix amb el nombre de protons. Així, per exemple, l’or és el número 79 de la taula, i això vol dir que el seu nucli té exactament setanta-nou protons (i com que estem parlant d’elements neutres, també tindrà exactament setanta-nou electrons).

A aquestes altures del llibre ja deus estar familiaritzat amb els isòtops, nom que com bé saps donem a les varietats d’un mateix element químic en funció del nombre de neutrons que s’empaqueten al seu nucli. Habitualment, un dels isòtops de l’element químic en qüestió és el més estable i abundant, mentre que els altres acostumen a tenir vides més curtes.

Recordem, per exemple, el cas de l’hidrogen, que existeix a més com a deuteri (amb un neutró), i com a triti (amb dos neutrons). Totes tres varietats són hidrogen, i presenten pràcticament les mateixes propietats, però un d’ells, el que anomenem simplement hidrogen, és el més abundant, en una proporció del 99,98%, mentre que el deuteri representa a penes el 0,02% de tot l’hidrogen de la natura. Per la seva banda, la presència natural de triti és pràcticament insignificant.

En el capítol anterior hem vist com els esdeveniments que van tenir lloc durant la infantesa de l’univers, just després del Big Bang, van crear tan sols els elements químics més simples: l’hidrogen i l’heli, en una proporció de 3 a 1 (també es van formar quantitats comparativament molt menors de liti, el número 3 de la taula periòdica, i de deuteri, l’isòtop de l’hidrogen).

Però en estat natural, a la Terra, som capaços de trobar moltíssims més elements,⁸⁹ inclosos per descomptat tots els que conformen el nostre cos. Excepte l’hidrogen, l’heli i el liti, als inicis dels temps cap d’ells no hi era.

Et proposo un exercici que considero molt educatiu: mirem quina seria la recepta que es necessitaria per fabricar una persona, és a dir, quins elements químics hauríem de barrejar perquè el resultat fos un ésser humà.

Doncs si suposem que el producte que volguéssim obtenir fos un nadó de 3 quilos de pes, hauríem d’anar al supermercat de la vida i comprar els ingredients següents: 1,8 quilos d’oxigen, 0,7 quilos de carboni, 0,3 quilos d’hidrogen, 77 grams de nitrogen, 43 grams de calci, 34 grams de fòsfor, 4 grams de potassi, 4 grams de sofre, 4 grams de sodi, 4 grams de clor… i quantitats molt menors de magnesi, ferro, fluor, zinc, silici, rubidi, estronci… i així fins a més de cinquanta elements. Un cop adquirits els ingredients, només hauríem de completar la recepta, cuinant la mescla a foc lent durant uns 3.600 milions d’anys per tal d’obtenir l’infant.

És sorprenent la quantitat d’elements diferents que hi ha dins el nostre cos. I, en general, la composició de qualsevol altre organisme és molt similar, i totes les formes vives a la Terra estan fabricades per mescles pràcticament idèntiques dels mateixos múltiples ingredients.

Alguns dels elements químics que hem necessitat en la recepta, com per exemple l’hidrogen, el carboni, l’oxigen o el nitrogen, donen estructura als teixits vius, als aminoàcids, a les proteïnes, als greixos i a les vitamines, i fins i tot a l’ADN. Altres són tan minoritaris que podríem tenir la temptació d’estalviar-nos-els en fer la compra. És el cas del iode o del manganès, dels quals a penes n’hauríem d’afegir 0,006 mil·ligrams de cadascun. Però no incloure’ls a la mescla seria un greu error, que es pagaria amb la impossibilitat de fabricar el nadó. Són elements químics que es requereixen per a funcions molt específiques, i que es troben formant part de determinades vitamines o hormones.

La primera conclusió que es pot derivar de la llista d’ingredients anterior és que la natura, òbviament, necessitava un mecanisme per fabricar elements químics si volia fer d’aquest univers un lloc habitable. Perquè excepte l’hidrogen, tots els altres components no hi eren després del Big Bang (i, que se sàpiga, l’heli no té cap funció metabòlica ni es troba en la composició dels éssers vius terrestres).

Tal com veurem en aquest capítol, les fàbriques que permetrien manufacturar els maons de la vida serien les estrelles.

Amb la seva vida, i especialment amb la seva mort.

Cremat, no per les estrelles sinó pels humans

Tenim constància que, al llarg de la història, alguns pensadors van arribar a suposar que les estrelles del cel nocturn podien ser sols, o el que és el mateix, que el nostre Sol no era més que una estrella. Va ser el cas d’Anaxàgores, un filòsof que va viure durant el segle V abans de Crist, o d’Aristarc de Samos, un segle després. Aquestes idees van quedar pràcticament en l’oblit fins que, a finals del segle XVI, les va rescatar un clergue italià anomenat Giordano Bruno, anys abans que Galileu emprés per primer cop a la història el telescopi. Les idees de Bruno eren trencadores per a l’època:

Existeixen, doncs, innumerables sols; existeixen infinites terres que giren igualment al voltant d’aquests sols, de la mateixa manera que veiem aquests set planetes girar al voltant d’aquest sol que està a prop nostre.

Per tant, es requereix que també hi hagi altres innumerables sols, molts dels quals són visibles per nosaltres sota la forma d’un petit cos. I així apareixerà menor l’astre que és molt major que el que sembla ser el més gran de tots.

Així, doncs, els altres mons estan habitats com aquest? Si no així i fins i tot millor, almenys igualment, perquè és impossible que un esperit racional i un xic despert pugui imaginar que no tinguin semblances i millors habitants innumerables mons que es revelen tan magnífics o més que aquest […].

En aquests petits fragments de la seva obra De l’infinito, universo e mondi (1584), Bruno ataca frontalment el pensament ortodox de l’època. Abraça l’heliocentrisme, accepta l’existència d’altres planetes que giren al voltant d’altres sols, i fins i tot conclou l’existència obligada d’habitants en altres mons.

I un atac similar no podia quedar impune en un moment en què el geocentrisme regnava amb fermesa i crueltat. Giordano Bruno va pagar amb la vida el fet d’avançar-se tant al seu temps, i l’any 1600 va morir cremat a la foguera per la Inquisició per dir coses com les que acabes de llegir i moltes altres.

Però, lentament, altres científics van anar engranant la idea que Bruno havia defensat, tot i que la naturalesa del Sol i de les estrelles no va començar a quedar clara fins ben entrat el segle XIX, quan Friedrich Bessel va aconseguir mesurar la distància a algunes estrelles i els resultats van indicar que es trobaven immensament lluny.

Com és la vida de les estrelles? Afortunadament, l’astronomia disposa d’un gran aliat per estudiar aquest assumpte.

L’existència de tal quantitat d’astres ens permet observar-los en totes les seves fases evolutives, de manera que no cal que ens esperem a veure com una estrella, com el Sol, va envellint per entendre el procés; tan sols cal que aixequem la vista i aprofitem l’abundància d’exemples, d’estrelles en totes les fases de la seva vida: unes que estan naixent, altres morint, o en diversos moments de la seva infantesa o maduresa. És així com els humils humans hem pogut adquirir el coneixement de com neix, viu i mor una estrella. Ajudats, això sí, per models teòrics basats en la física, i també per potents simulacions d’ordinador.

La composició de les estrelles, com ara el Sol, ja havia estat deduïda pels científics del segle XIX a partir de l’estudi de l’espectre de la seva llum. Com no podia ser d’altra manera, es va veure que aquests astres estan formats bàsicament per hidrogen i heli, els dos elements químics més abundants i senzills del cosmos, creats en els primers instants del Big Bang.

Les maternitats d’estrelles

Tal com anirem veient, la vida d’una estrella transcorre enmig d’un delicat equilibri, entre la gravetat que la comprimeix i l’energia que l’astre genera al seu interior gràcies a un procés que porta el nom de fusió nuclear i que li permet mantenir a ratlla l’envit del seu propi pes.

Aquest equilibri, a més de delicat, és dinàmic. A mesura que passa el temps i es van consumint les reserves de combustible que generen energia, l’equilibri s’ajusta i es produeixen canvis importants en l’estructura de l’estrella que li permeten allargar una mica més la seva vida.

Finalment, la mort de l’astre succeirà quan s’acabin els recursos per seguir produint energia i guanyi, com fa sempre en el nostre univers, la gravetat.

En qualsevol nit mitjanament fosca d’hivern et serà fàcil localitzar, en el cel estrellat, la constel·lació d’Orió, un gran caçador mitològic que els grecs van penjar al firmament. Si la nit és transparent, sense Lluna, i si et trobes lluny de les llums de la ciutat, no tindràs cap dificultat a distingir una petita llum difusa, una mena de núvol diminut, situat sobre la imaginària espasa del caçador. Es tracta de la gran nebulosa d’Orió, ni més ni menys que una de les maternitats d’estrelles més properes a nosaltres, a uns 1.270 anys llum de distància. Uns modestos prismàtics et proporcionaran una clara visió del núvol, i a través d’un petit telescopi la imatge de la nebulosa et deixarà directament bocabadat.

M42, un dels noms de catàleg més populars que rep aquesta nebulosa, és una immensa concentració d’hidrogen (i heli) que la gravetat ha anat reunint al llarg de centenars de milions d’anys.

A aquesta força de la natura, a la gravetat, no li importa gens que l’hidrogen sigui l’àtom més lleuger del cosmos, i actua a poc a poc, de forma incansable i sense defallir, per fer caure tota aquella massa cap a un centre comú, el centre de gravetat. Però per aconseguir-ho la gravetat ha de superar algunes dificultats, com per exemple la temperatura.

Com ja he explicat en el primer capítol del llibre, allò que anomenem temperatura no és més que una mesura estadística del moviment dels àtoms. A major temperatura, més ràpid es mouen els àtoms,⁹⁰ i aquesta major velocitat representa un inconvenient per a la gravetat, que intenta reunir l’hidrogen de la nebulosa i evitar que es dispersi. És imprescindible, doncs, que a les maternitats d’estrelles el gas estigui molt fred.⁹¹

Les quantitats d’hidrogen (i d’heli) que s’han de congregar per formar una estrella són immenses. Per exemple, estimem que el nostre Sol té de l’ordre de mil milions de bilions de bilions de bilions de bilions d’àtoms d’hidrogen.⁹²

Però a pesar que el Sol és enorme comparat, per exemple, amb un planeta (dins el nostre sol hi podríem encabir 1.300.000 terres), no deixa de ser una estrella més aviat modesta dins el zoològic de la nostra galàxia. Coneixem astres molt més grans, tant que ubicats en la posició central del Sistema Solar engolirien la majoria dels planetes, l’òrbita dels quals quedaria completament dins l’estrella.

I per acabar de comprendre la magnitud de l’obra de la gravetat, dins una nebulosa com M42 no es crea una sola estrella, sinó centenars o milers, en una finestra temporal de pocs milions d’anys.

Actualment sabem que les nebuloses maternitat acostumen a localitzar-se als braços en espiral de galàxies com la nostra, tot i que no sempre una galàxia de bonica forma espiral mostra activitat creadora d’estrelles.

Dins la Via Làctia és possible que, per terme mitjà, estiguin naixent unes set noves estrelles cada any, però coneixem altres ciutats còsmiques que semblen bullir amb la fabricació d’estrelles a un ritme desenes de vegades superior al nostre.

Del que acabo de dir, es dedueix que aquesta activitat de formació estel·lar té un límit, a mesura que es van consumint les reserves d’hidrogen disponibles. Per exemple, calculem que la nostra galàxia ja ha consumit prop del 90% del gas. Vist des d’una altra perspectiva, es pot concloure que en el passat el nostre univers globalment estava molt més viu que ara, i el ritme de creació d’estrelles havia de ser molt superior, simplement perquè abundaven les reserves d’hidrogen.

En aquesta línia de pensament, el futur d’una galàxia és envellir, exhaurint el material que alimenta el naixement de nous astres. Així, l’univers avança cap a un futur en què cada cop es formin menys estrelles i les existents envelleixin i s’apaguin.

Malgrat aquest tràgic escenari, amb els nostres instruments estem observant galàxies que semblen haver rejovenit de sobte, i que ens mostren una frenètica activitat de formació estel·lar. En la majoria de casos atribuïm aquesta segona joventut a la fusió amb una galàxia companya que aporta nou material. La fusió, a més, segurament activa el procés de creació d’estrelles comprimint el gas de les grans nebuloses.

Precisament aquest exemple de la possible compressió del gas a causa de la fusió entre galàxies ens dona una pista de com s’inicia l’acció de la gravetat i el col·lapse dels núvols d’hidrogen per donar lloc a les estrelles. Perquè hi ha un segon gran enemic de la gravetat que intenta complicar el procés.

El medi interestel·lar, que ocupa els insondables espais entre les estrelles, és extremadament pobre. Si recollíssim un cub d’un metre de costat del material que es troba en aquests espais tindríem enormes dificultats per detectar, dins el recipient, poc més que alguns centenars d’àtoms, una xifra increïblement pobra, que representa un buit milions de vegades més perfecte que qualsevol dels buits que la nostra tecnologia pugui fabricar ara per ara. En aquestes condicions, l’omnipresent gravetat necessita una empenta, alguna cosa que engegui l’espurna del col·lapse que després ja no tindrà aturador.

Creiem que són diversos els mecanismes que ajuden la gravetat i que li permeten vèncer l’enemic de la buidor.

Abans en vèiem un, la fusió entre galàxies i la consegüent compressió del gas en nebuloses un xic més denses que el pobre buit de l’espai interestel·lar. Un altre mecanisme podria ser el de les dinàmiques de rotació, pròpies de les galàxies espirals, que crearien ones de pressió que es desplaçarien a través dels braços, comprimint determinades regions. També pensem que la mort explosiva d’estrelles, les anomenades supernoves, genera grans ones de xoc que són capaces de mobilitzar a distància el feble material i concentrar-lo en nebuloses.

Sigui com sigui, les nebuloses on es formen estrelles tenen una densitat molt superior a la del mitjà interestel·lar, tot i que, pels nostres estàndards i tecnologia, aquesta major densitat seguiria sent un buit més que perfecte.

Quan s’activa el moviment de col·lapse gravitatori dins una nebulosa maternitat, es generen grans grumolls a mesura que les parts un xic més denses atrauen material i creixen cada cop més. Cadascun dels grumolls patirà fragmentacions posteriors, i el material s’anirà concentrant en zones que progressivament augmentaran en densitat. És un mecanisme en cadena que progressa ràpidament, en qüestió de pocs milions d’anys.

El col·lapse segueix el seu curs dins dels fragments, mentre el material —recordem que bàsicament hidrogen i heli— es va concentrant al centre i tot el sistema va guanyant velocitat de gir.

Aquesta és una de les conseqüències del mateix principi físic que empren els patinadors sobre gel per aconseguir voltar més ràpid sense necessitat d’un impuls extra: la conservació del moviment angular obliga qualsevol objecte a girar més veloç si la seva mida es redueix (els patinadors arronsen els braços de forma brusca per activar aquest mecanisme).

Una nebulosa que es col·lapsa per efecte de la gravetat és el paradís per a la conservació del moviment angular, ja que qualsevol petit moviment que poguessin tenir els àtoms és enormement amplificat a mesura que el material es va concentrant i la mida del grumoll es va empetitint.

Al seu torn, el gir fa que es vagi formant un disc aplanat. Al cor d’aquest disc s’anirà formant l’estrella, que de moment, i fins que no sigui digna de tal designació (la qual cosa succeirà quan engegui el seu forn nuclear), rep el nom de protoestrella.

La concentració de material caient gravitatòriament cap al centre del disc fa pujar de forma ràpida la pressió i la temperatura al lloc on s’està formant el nou sol. En aquest moment, la protoestrella ja emet llum, simplement perquè està molt calenta, a temperatures de l’ordre de dos o tres mil graus. El material que la compon es troba en forma de plasma, una mena de sopa on nuclis atòmics i electrons estan deslligats.

Els nostres instruments, principalment telescopis infrarojos i radiotelescopis, són capaços de penetrar a través de nebuloses com la M42 i observar què s’amaga al seu interior. I així és com hem pogut obtenir imatges espectaculars de tot aquest procés: projectes d’estrelles, detectables gràcies a la seva escalfor, rodejades pels discos on s’estan formant planetes.

Si no passés res més, l’acció de la gravetat no tindria aturador, i el material del disc en rotació acabaria engolit per la protoestrella. Llavors no existirien planetes, ni òbviament nosaltres. Per altra banda, l’estrella es veuria incapaç de sostenir la seva pròpia massa i es convertiria en un forat negre. Així que la natura va decidir imposar un límit al col·lapse gravitatori, com ara veurem.

Ha nascut una estrella!

En el moment en què l’interior de la protoestrella assoleix uns 15 milions de graus, s’engega el procés de fusió nuclear del qual de seguida parlaré, i l’astre comença a generar la seva pròpia energia: ha nascut l’estrella. Fins a aquell moment, l’enorme pes de l’astre provocava la seva contracció, però ara, amb l’energia generada per la fusió nuclear, s’assoleix l’equilibri que permetrà una llarga vida a l’estrella acabada de néixer.

Aquest punt també marca el final de la caiguda de més gas cap a l’astre. La mescla del fort vent estel·lar (un flux continu de partícules que expulsa la mateixa activitat de l’estrella) i la pressió de la radiació emesa escombra el gas circumdant cap a regions més externes del disc. És a dir, és la mateixa estrella la que atura el seu creixement i permet que quedin engrunes que serviran per fabricar planetes al seu voltant.

No totes les estrelles neixen amb la mateixa massa. Depenent de com ha estat el procés de col·lapse, de les interaccions entre grumolls i d’altres factors que encara no acabem d’entendre, els nous astres són representants de tota una col·lecció que va des d’estrelles enormement massives a astres diminuts quan els comparem amb el Sol.

En aquest punt, és important remarcar dos fets. El primer és que, amb independència de la massa, la composició és, si fa o no fa, la mateixa per a totes les estrelles: un 75% d’hidrogen i un 25% d’heli (elements que es troben en forma de plasma), a més d’una mínima contaminació generada per la mort de generacions anteriors d’estrelles que han alliberat altres elements químics. El segon és que el destí d’una estrella queda segellat quan neix: la seva massa dicta si es jubilarà tranquil·lament o bé si explotarà enmig d’un cataclisme immens quan arribi al final dels seus dies.

Et presento la convecció

Els processos de formació estel·lar generen moltíssims més astres petits que grans, com sembla lògic pensar. Les estrelles modestes, com el nostre Sol, viuran un llarg temps que mesurem en milers de milions d’anys, molt més del que poden perdurar les estrelles més massives. La raó s’ha de buscar en els processos que tenen lloc a l’interior de l’astre, i que en el cas dels més petits permeten aportar més combustible al centre de l’estrella on està funcionant la fusió nuclear.

De seguida parlaré amb més detall del mecanisme de fusió nuclear que té lloc a l’interior de les estrelles, però de moment puc avançar que, com passa amb qualsevol altre procés a la natura, es necessita combustible per fer-lo progressar. Durant la pràctica totalitat de la vida d’una estrella, aquest combustible és l’hidrogen, i d’hidrogen justament una estrella en té de sobres, en quantitats ingents.

Però si ets una estrella la qüestió no és quant d’hidrogen tens, sinó si el tens fàcilment accessible per poder alimentar el reactor nuclear situat al teu centre. L’hidrogen de les capes més externes no et servirà de res si no ets capaç de fer-lo arribar al forn de la fusió nuclear.

En aquest punt del llibre introdueixo un procés que es repetirà en diversos capítols posteriors, un humil mecanisme quotidià que és molt més transcendent del que imaginem, i que serveix per fer funcionar una estrella, proporcionar camp magnètic a la Terra, o fins i tot permetre que el nostre planeta tingui tectònica de plaques. Es tracta de la convecció.

La convecció és el procés que té lloc dins una olla d’aigua quan l’escalfes, i que fa circular el líquid amb moviments ascendents d’aigua calenta, provinents del fons de l’olla, i descendents de l’aigua més freda que hi ha a les parts superiors.

Doncs bé, en les estrelles la convecció permet barrejar constantment la mescla, i fa que noves reserves de combustible (hidrogen) vagin submergint-se cap a l’interior. D’aquesta forma, la convecció alimenta el motor nuclear de l’estrella.

Per a les estrelles de massa solar la convecció funciona de forma força efectiva, i encara millor per a estrelles més petites. Però els astres més massius no són capaços d’alimentar la convecció amb les capes de material que rodegen el nucli, degut a les temperatures més elevades que s’assoleixen en aquest.

La conseqüència és que la vida d’una estrella massiva és curta comparada amb la dels astres menys massius. Les gegants esgoten abans el combustible, i les enormes reserves d’hidrogen que podrien servir per allargar la vida de l’astre queden fora de l’abast del motor nuclear.

Recordant l’extraordinària feblesa de la gravetat

Si hi ha un factor que destaca per sobre dels altres en tot el relat de com neixen les estrelles, aquest és, sens dubte, la gravetat. És ella la que posa en marxa el moviment de la nebulosa, després la fragmentació en grumolls, i finalment el col·lapse dels grumolls per donar lloc a les estrelles.

I és un fet sorprenent que la gravetat pugui fer tot això sent tan feble com és. De fet, no aguanta la comparació amb cap de les altres forces de la natura.

Tal com he comentat en el capítol anterior, la gravetat és un sextilió de cops (un 1 seguit per trenta-sis zeros) més dèbil que l’altra força més familiar que trobem al nostre voltant, l’electromagnètica. I tot i aquesta extremada feblesa, la gravetat és l’escultor mestre del cosmos, la creadora d’estrelles i de galàxies.

Em permeto recordar aquí l’explicació que he introduït en el capítol dedicat a les forces i a les partícules sobre com hauria canviat el nostre univers si la intensitat de la gravetat hagués estat diferent. La intensitat de la força de la gravetat podria haver adoptat qualsevol altre valor. Res impedeix que altres universos presentin balanços de forces completament diferents. Però la qüestió és que l’equilibri que en el nostre cosmos manté la gravetat amb les altres forces està perfectament ajustat perquè la gran maquinària de la natura funcioni.

Una gravetat un xic més intensa faria caure en picat la longevitat de les estrelles. Els col·lapses gravitatoris que les fan néixer es descontrolarien, i es formarien veritables monstres que viurien a penes uns pocs milions d’anys i acabarien explotant (alguns creant forats negres). En un escenari com aquest, segurament faria temps que l’univers hauria esgotat la seva capacitat de crear estrelles, i la majoria, si no totes, haurien mort fa milers de milions d’anys.

El miracle de la fusió nuclear

De ben segur, molts de nosaltres ens vam preguntar, quan érem petits, què és el que fa que el Sol brilli d’una manera tan potent. Està cremant amb foc? I si no, quina és la font de la seva extraordinària energia?

Els científics del segle XIX ja havien descartat antigues idees que dibuixaven el Sol com una esfera en flames, simplement perquè els càlculs indicaven que, si cremés, el Sol no podria tenir combustible suficient per poder perdurar gaire temps.

En aquells moments començaven a aparèixer aproximacions sobre l’edat de la Terra, a partir, per una banda, de l’estudi geològic de les roques, i per l’altra de les estimacions de la tot just creada termodinàmica, la branca de la física de què he parlat en el primer capítol.

Aquestes aproximacions, per cert, generaven una intensa i de vegades desagradable discussió entre la comunitat científica, ja que els resultats obtinguts divergien enormement. Però en tot cas estava clar que el Sol no podia ser més jove que la Terra, i les estimacions més conservadores per a l’edat del nostre planeta rondaven les desenes de milions d’anys.

Un dels científics que més va aprofundir en la qüestió va ser William Thomson, més conegut pel seu títol nobiliari, Lord Kelvin, un dels pares de la termodinàmica.⁹³ Segons ell, la font que permetia al Sol generar tanta escalfor i llum era la conversió d’energia gravitatòria en calor.

Kelvin observava el món que el rodejava amb ulleres de termodinàmic, i segons això quasi tots els processos a la natura es poden explicar a partir d’intercanvis de calor.

La conversió que, segons ell, permetia viure a una estrella era iniciada per l’acció de la gravetat, que comprimia l’enorme massa de l’astre, i a mesura que l’astre era pressionat com a conseqüència les seves dimensions es reduïen. I aquí és on apareixia el truc: quan un es troba més allunyat d’un objecte, sigui un planeta o una estrella, l’energia gravitatòria és més elevada, perquè es necessita una major aportació d’energia per separar-se i allunyar-se de l’atracció de l’astre.

Per tant, quan una estrella es contreia, deia Kelvin, el material de la seva superfície quedava més a prop del centre de l’astre, la qual cosa volia dir que es podia alliberar part de l’energia gravitatòria que el material havia tingut quan es trobava més expandit. I l’energia alliberada s’emetia en forma de calor (i llum).

Aquest mecanisme de conversió ja l’havien postulat anteriorment alguns científics, molt notablement el físic escocès John James Waterston l’any 1845, i semblava una forma elegant d’alliberar energia, que finalment ens arriba del Sol en forma de llum i escalfor.

La hipòtesi també va permetre fer les tan desitjades estimacions sobre l’edat del Sol (i, per deducció, també de la Terra). Kelvin es va atrevir, a pesar de les moltes incògnites que presentava un càlcul termodinàmic quan era aplicat sobre un objecte tan llunyà i del qual se sabia tan poc com el Sol, a estimar l’edat de la nostra estrella en unes desenes de milions d’anys.

Com he comentat anteriorment, el debat sobre aquesta qüestió era més que intens, i és un fet històric que a Lord Kelvin l’irritaven els càlculs alternatius que feien els geòlegs. Aquests, basant-se en l’anàlisi del ritme de sedimentació que mostraven les roques i també en l’observació del procés d’erosió, havien arribat a la conclusió que la vida del nostre planeta, i per tant del Sol, havia de ser molt més llarga, de l’ordre dels milers de milions d’anys. Part de l’enuig de Kelvin venia del fet de considerar que els geòlegs estaven envaint una àrea de coneixement que era més pròpia dels físics.

A pesar que el desenvolupament científic acabaria donant la raó als geòlegs (actualment datem la vida de la Terra en uns 4.560 milions d’anys), els raonaments de Kelvin obrien la porta a considerar una estrella com una mena de màquina de les que els termodinàmics estudiaven amb tanta devoció.

I, com qualsevol màquina, el Sol consumia energia i desprenia calor. En definitiva, tenia una vida que no podia ser eterna. Segons Kelvin, funcionaria mentre tingués esma suficient per seguir el seu procés de contracció gravitatòria, fins que el material que el componia digués prou i la resistència a seguir caient cap a l’interior fos tan gran que la gravetat no pogués superar-la. En aquell punt, l’estrella es quedaria sense font d’energia i s’apagaria.

La qüestió sobre el funcionament (i la vida) de les estrelles va començar a veure la llum (mai més ben dit) a començaments del segle XX, quan Einstein va postular la relativitat especial, que derivava en la que segurament és una de les fórmules més elegants, conegudes i importants de la física, i que ens ha servit anteriorment per entendre com van aparèixer les primeres partícules del cosmos: la famosa E=mc².

Quan he introduït aquesta equació en el capítol dedicat a les forces i partícules, he destacat que la fórmula ens permet transformar energia en massa i a l’inrevés. Però ara també ens interessa fixar-nos en el factor que fa possible aquesta conversió. La c fa referència a la velocitat de la llum en el buit, i l’equació l’empra elevada al quadrat. Es tracta d’una xifra tan enorme com un 9 seguit per setze zeros! Amb aquest factor de conversió, Einstein diu que fins i tot la transmutació d’una ínfima quantitat de massa genera muntanyes enormes d’energia.

El 24 d’agost de l’any 1920, Sir Arthur S. Eddington, un eminent astrònom britànic, pronunciava una històrica conferència en la qual va proposar que les estrelles generaven la seva energia mitjançant la transformació de massa en energia:

Una estrella està alimentant-se d’un gran dipòsit d’energia per mitjans desconeguts per a nosaltres. Aquest dipòsit gairebé no pot ser un altre que l’energia subatòmica que, com se sap, existeix abundantment en tota la matèria. De vegades somiem que algun dia l’home aprendrà a alliberar-la i a utilitzar-la per al seu servei. Els experiments de F. W. Aston semblen no deixar lloc al dubte que tots els elements estan constituïts a partir d’àtoms d’hidrogen units a electrons negatius. El nucli de l’àtom d’heli, per exemple, consta de quatre àtoms d’hidrogen units a dos electrons. Però Aston també ha demostrat de manera concloent que la massa de l’àtom d’heli és inferior a la suma de les masses dels quatre àtoms d’hidrogen que hi intervenen —i en això, en qualsevol cas, els químics estan d’acord amb ell. […] Ara bé, la massa no es pot anul·lar i el dèficit només pot representar la massa de l’energia elèctrica que es lliura en la transmutació. Per tant, es pot calcular la quantitat d’energia alliberada quan l’heli està constituït d’hidrogen. Si el 5 per cent de la massa d’una estrella consisteix inicialment en àtoms d’hidrogen que es van combinant gradualment per formar elements més complexos, la calor total alliberada serà més que suficient per a les nostres demandes, i no cal buscar més la font d’energia d’una estrella.

Actualment el discurs d’Eddington ens pot semblar força ingenu. Parla incorrectament de la generació d’energia elèctrica, i es refereix a l’àtom d’heli utilitzant el precari model atòmic de què disposaven, que encara no incorporava el neutró. Però la realitat és que es tractava d’una tesi trencadora, que col·locava la primera pedra per entendre com funcionen realment les estrelles mitjançant el procés que rep el nom de fusió nuclear.

El mecanisme d’Eddington es basava en la fusió de quatre nuclis atòmics d’hidrogen per produir-ne un d’heli, una mena d’encadellat amb què el segon element químic es construïa a partir del primer. I en la seva conferència el científic mostrava com la fusió nuclear presentava una característica vital: la massa dels quatre protons (nuclis d’hidrogen) era superior a la del nucli d’heli resultant, de manera que en la conversió sobrava una mínima fracció de massa. I era aquesta massa que sobrava la que es convertia en una enorme quantitat d’energia gràcies a l’equació d’Einstein.

Finalment, l’any 1938, un cop ja descobert el neutró i molt més evolucionats els models atòmics, el físic d’origen alemany Hans Bethe mostrava el detall correcte de com funcionava aquest procés de fusió de l’hidrogen per formar heli.

El desenvolupament científic que va seguir va ser espectacular. Descobert el gran misteri de la font d’energia de les estrelles, en els anys següents els físics es van llançar a entendre cada detall del procés de fusió nuclear, a analitzar com funcionava i en quines circumstàncies, i fins on arribava, és a dir, què era capaç de crear la natura amb aquest mecanisme. I els resultats no podien ser més transcendentals per a nosaltres i per a tot allò de l’univers que no estigui format només per hidrogen i heli.

Durant la pràctica totalitat de la vida d’una estrella, aquesta fusiona hidrogen per generar heli, un procés que es pot engegar quan el seu nucli assoleix la temperatura suficient. Però la massa de l’astre dicta com de ràpida serà la seva vida, i també com morirà.

Les estrelles de massa similar al Sol extrauen la seva energia nuclear a partir de la reacció anomenada protó-protó (p-p), que funciona en dues etapes.

En la primera, dos nuclis d’hidrogen, és a dir dos protons, es fusionen per donar un nucli de deuteri, l’isòtop de l’hidrogen format per un protó i un neutró. Com es pot deduir, en aquesta primera fase és necessari que un protó es transmuti en un neutró, i això s’aconsegueix gràcies a l’acció de la nostra coneguda força nuclear feble, que permet aquesta transformació gràcies a l’alliberament d’un positró (l’antipartícula de l’electró) i d’un neutrí. Evidentment, la força nuclear forta també és essencial en tot el procés, ja que assegura que protó i neutró quedin ben enllaçats dins el nucli de deuteri acabat de formar.

En la segona fase de la fusió nuclear p-p, col·lisionen dos nuclis de deuteri, que es fusionen per crear un nucli d’heli-4 (que conté dos protons i dos neutrons). Com que resulta que l’energia d’enllaç de les quatre partícules és molt més favorable quan formen part d’un nucli d’heli que quan es troben separades en 2 nuclis de deuteri, en aquest procés s’allibera una gran quantitat d’energia en forma de fotons (de llum).

Perquè aquestes reaccions progressin és essencial que la temperatura a l’interior de l’estrella sigui prou alta per fer xocar amb força els diferents components. En particular, els protons han de poder vèncer la repulsió elèctrica que tendeix a mantenir-los separats i apropar-se prou perquè la força nuclear feble, primer, i després la forta, actuïn. I això només s’aconsegueix amb la gran quantitat de moviment que els protons adquireixen a 15 milions de graus (aquesta és, per tant, la temperatura a la qual s’inicia el procés de fusió nuclear).

El nostre Sol porta uns 4.600 milions d’anys fusionant hidrogen d’acord amb el procés descrit, i es preveu que ho segueixi fent durant uns 4.500 milions d’anys més. A cada segon de la seva vida, el nostre astre fusiona la ingent quantitat de 600 milions de tones d’hidrogen i crea 596 milions de tones d’heli. La diferència, quatre milions de tones de material cada segon, es converteix pràcticament en energia.⁹⁴

Una eficiència pobra molt ben trobada

Aturem-nos un moment en aquest punt i calculem com d’eficient és el procés de fusió nuclear descrit.

És molt senzill: es tracta de comparar l’energia que es desprèn (que, recordem, equival a la diferència de massa entre els quatre protons inicials i el nucli d’heli-4 final) amb la massa origen, de nou la dels quatre protons que hi intervenen.

Quan es fa el càlcul, s’arriba a un resultat sorprenent: l’eficiència del procés de fusió nuclear és aproximadament d’un 0,7%! És a dir, tan sols un 0,7% de la massa involucrada en la reacció es converteix en energia.

No és increïble que un dels mecanismes generadors d’energia més potents que existeixen a la natura, ni més ni menys que el que permet que una estrella visqui i desprengui tantíssima llum, presenti un valor d’eficiència tan baix?

Però el que encara resulta molt més impactant és saber que si aquesta xifra fos una mica diferent no seríem aquí. De nou, sembla que ens trobem al davant d’un valor perfectament escollit per la natura.

En realitat, el valor de l’eficiència del procés de fusió de l’hidrogen és un indicador de com de potent és la força nuclear forta. Per exemple, si aquesta força fos un xic menys intensa, l’eficiència de la fusió també disminuiria, per la simple raó que no seria tan favorable tenir un protó i un neutró enllaçats dins un nucli de deuteri respecte a la situació de tenir-los sense combinar.

Però tal com hem vist en el capítol dedicat a partícules i forces, jugar amb les intensitats de les forces de la natura pot ser molt perillós si es vol obtenir un univers productiu per a la vida. Un afebliment de la força forta podria arribar al punt d’impedir que es formés el deuteri, i d’aquesta manera tancaria l’aixeta de la producció d’energia de les estrelles, amb totes les conseqüències que això tindria.

Per altra banda, si la força forta fos més potent, el valor d’eficiència de la fusió augmentaria consegüentment per sobre del 0,7%. En aquest cas segurament no hauríem arribat mai ni a tenir estrelles, ja que en el moment posterior al Big Bang els protons acabats de formar s’haurien combinat entre ells per formar una espècie teòrica que anomenem diprotó.⁹⁵

Com funcionaria un cosmos sense protons, és a dir sense hidrogen? Serien possibles els àtoms compostos per diprotons i neutrons? Existirien les estrelles? Funcionaria la fusió nuclear? No tenim resposta clara per a aquestes preguntes, i de fet no descartem que un univers fos possible amb aquest escenari, ja que els diprotons, al capdavall, decauen ràpidament formant deuteri. Però el que sembla indiscutible és que un cosmos on la força nuclear forta fos més intensa no seria com el nostre, i els processos físics funcionarien de forma diferent. Potser tan diferent que les estrelles no hi serien. I sense les estrelles, tampoc els humans.

Quins serien, doncs, els marges de seguretat de l’eficiència de la fusió nuclear? Com podria variar el 0,7% comentat anteriorment sense fer que el nostre univers fos radicalment diferent de com és?

Alguns investigadors han treballat sobre la qüestió, i pel que sembla no existiria gaire marge. Una eficiència de la fusió de l’hidrogen per generar deuteri tan sols un 15% millor o pitjor podria ser nefasta, i conduir a algun dels escenaris plantejats anteriorment: la impossibilitat de fusionar, o la desaparició dels protons.

Les grans ho fan diferent

Fins ara hem vist el procés de fusió nuclear que empren les estrelles de massa modesta, com el Sol.

Les més massives, però, prefereixen utilitzar un altre mecanisme per generar nuclis d’heli a partir d’hidrogen. És l’anomenat cicle CNO, proposat a finals de la dècada dels trenta del segle passat pels físics Carl von Weizsäcker i Hans Bethe.

En aquest procés, nuclis de carboni, nitrogen i oxigen intervenen com a mitjancers perquè la reacció progressi, però es recuperen intactes al final. El balanç global de la reacció és similar a la cadena protó-protó, i es genera un nucli d’He-4, juntament amb dos positrons i dos neutrins, a partir de quatre nuclis d’hidrogen (protons). Els àtoms de C, N i O queden inalterats al final del cicle, i disponibles per participar de nou en la reacció següent.

Pel que fa a l’explicació sobre l’eficiència del procés de fusió de l’hidrogen que hem presentat en els paràgrafs anteriors, el cicle CNO de les estrelles amb més massa que el Sol no varia cap de les conclusions a què hem arribat. És més, tot i que el valor d’eficiència d’aquest cicle és pràcticament idèntic al que s’obté amb el procés p-p, la qüestió rellevant és que si en la primera generació d’estrelles de l’univers la fusió protó-protó no hagués funcionat no haurien existit mai els àtoms de C, N i O que són necessaris per fer funcionar el cicle que porta el seu nom en les estrelles més massives.

La mort d’una estrella

Tal com hem vist, la fusió nuclear és el que permet que una estrella aconsegueixi aturar l’envit de la gravetat i assolir l’equilibri. Però novament hem de recordar que les coses, especialment els processos que generen energia, no duren eternament, i que a poc a poc les reserves de combustible s’acabaran.

No és que s’esgoti l’hidrogen, que és abundantíssim en una estrella, sinó que el nucli de l’astre, on funciona la fusió nuclear, va quedant aïllat de les enormes reserves exteriors a mesura que s’enriqueix d’heli. I així arriba un moment en què la manca d’hidrogen a la part interior comença a alentir el funcionament del reactor nuclear i es posa en perill l’estabilitat de tota l’estrella.

Quan l’estrella flaquegi, la gravetat no li donarà respir i pressionarà aprofitant el gegantí pes de l’astre, que no tindrà més remei que respondre de forma quasi desesperada per esgarrapar uns pocs milions d’anys més de vida. El seu nucli es contraurà i augmentarà de temperatura fins a assolir els 100 milions de graus, suficients perquè l’heli comenci a fusionar per formar carboni.

Amb l’ajut de la nova onada d’energia, l’estrella s’inflarà considerablement, i la seva llum virarà cap al vermell a mesura que les capes més externes s’expandeixen i es refreden.⁹⁶

Així serà com el nostre estimat Sol entrarà en la darrera etapa de la seva vida, d’aquí a uns 5.000 milions d’anys, transformant-se tècnicament en una gegant vermella.⁹⁷ Les simulacions que s’han fet indiquen que, en aquest procés, la nostra estrella creixerà aproximadament unes 250 vegades, i acabarà devorant Mercuri, Venus i molt probablement la Terra.

La nova fusió engegada, coneguda com a procés triple alfa, dona com a resultat nuclis de carboni a partir de l’enllaç de tres nuclis d’heli,⁹⁸ i permet restablir momentàniament el delicat equilibri amb la gravetat. També possibilita que, en una capa més exterior, rodejant el nucli, pugui iniciar-se de nou la fusió de l’hidrogen per donar heli.

Però el procés triple alfa és efímer, ja que progressa ràpidament perquè és molt sensible a la temperatura: a poc que aquesta augmenta, el ritme de la fusió triple alfa també ho fa. Aquest fet provoca que el procés s’autoalimenti, i en poc temps, a penes uns escassos milions d’anys, s’esgoti tot l’heli del nucli.

A mesura que l’estrella es va apropant al final dels seus dies, si hi féssim un tall de fora cap a dins ens mostraria una estructura enormement expandida formada per plasma, seguida per una capa interior en què l’hidrogen està fusionant per donar heli, i encara més endins un nucli on l’heli fusiona per generar carboni.

La fase final de la vida de l’estrella és força inestable, i es generen intensos polsos nuclears, com si fossin espasmes abans de la mort, que empenyen el gas de les capes externes i provoquen així una important pèrdua de massa.

L’astre moribund va quedant rodejat pel que es coneix com a nebulosa planetària,⁹⁹ un gran núvol format pel material expulsat. Les pulsacions inestables també fan que una part del carboni, producte de la fusió nuclear de l’heli, sigui transportat cap a l’exterior i s’alliberi a l’espai.

Finalment, l’estrella arribarà al límit de les seves possibilitats. Esgotades les reserves d’heli al nucli, l’astre ja no podrà seguir alimentant el motor de la fusió nuclear, i el seu interior es col·lapsarà assolint grans densitats per formar una nana blanca, la resta bullent del que havia estat una orgullosa estrella, que ara brillarà només pel fet que està calenta.

Tècnicament, la formació de la nana blanca marca el final de la vida de l’estrella, ja que el nou objecte ja no és capaç de generar la seva pròpia energia a través de cap procés de fusió nuclear. El seu destí serà refredar-se i apagar-se completament, tot i que gràcies a les grans temperatures amb què ha nascut el procés de refredament serà molt lent.¹⁰⁰

En el relat de la jubilació d’una estrella de tipus solar no ens ha de passar desapercebut el fet que acabo d’explicar fa un moment, fonamental per a nosaltres: una petita part del carboni creat en la fusió nuclear s’allibera a l’espai.

El carboni. Un element químic que no existia quan es va formar l’univers, i que representa ni més ni menys que un dels principals ingredients per fabricar persones (i moltíssimes altres coses, per descomptat!). Sort en tenim que el carboni hagi acabat representant el quart element en abundància del cosmos, gràcies principalment a aquest mecanisme d’envelliment i mort de les estrelles com el Sol.

El suïcidi de les grans

Per la seva part, les estrelles més massives que el Sol desenvolupen la seva curta vida d’una manera molt més espectacular i cridanera.

Quan s’acaba la fusió de l’heli al seu interior, l’enorme massa que tenen i l’acció de la gravetat empenyent cap a dins fan que es puguin assolir temperatures suficientment elevades per engegar nous processos de fusió nuclear, cada cop més complexos, i alhora fugaços. Així, a la fusió de l’heli per formar carboni la seguirà la fusió d’aquest per crear neó, i després oxigen i més tard silici.

És molt impactant agafar la perspectiva temporal del procés d’envelliment d’un astre gegant. En un àmbit com l’astronomia, on tot es mesura en temps que no acostumen a baixar dels milions d’anys (en el millor dels casos), les darreres fases de la vida d’una estrella massiva prenen una dimensió humana.

Per exemple, estimem que un astre amb una massa vint-i-cinc vegades superior al Sol esgota les reserves d’hidrogen en uns pocs milions d’anys, les d’heli en mig milió d’anys, les de carboni en tan sols sis-cents anys, les de neó en un any, les d’oxigen en sis mesos… i finalment les de silici en a penes un increïble dia!

A mesura que s’inicien nous processos nuclears, l’estructura de l’estrella va canviant i es va expandint, i es converteix en una supergegant vermella. Tal com passava amb les estrelles de tipus solar, si féssim un tall en la seva estructura trobaríem capes de ceba funcionant amb diferents processos de fusió nuclear. Es tracta d’una cursa per sobreviure, però que en realitat portarà el gegant cap al suïcidi.

La darrera fusió que s’haurà produït, la del silici, haurà deixat un nucli ric en ferro. Resulta que aquest element es troba al cim de l’estabilitat energètica pel que fa als nuclis atòmics. En altres paraules, així com la fusió de nuclis atòmics per sota del ferro desprèn energia, la fusió del ferro no en genera pas, d’energia. En consumeix!

Però això l’estrella no ho sap, i la gravetat no té aturador. Així que, quan s’esgota el silici, el pes del monstre pressiona, torna a augmentar la temperatura a l’interior, i l’astre intenta desesperadament fusionar ferro.

En el moment en què comença la fusió del ferro, l’estrella col·lapsa. És ben bé com si dinamitéssim els pilars que aguanten l’estructura d’un gran edifici. És el triomf absolut de la gravetat, que ja no té rival que l’aturi.

A velocitats que arriben a ser fraccions de la de la llum, el material de l’estrella cau cap a l’interior, on s’assoleixen pressions increïbles, tan brutals que allà neixen dos dels objectes més fascinants de l’univers: les estrelles de neutrons i els forats negres (en funció de quina sigui la massa de l’estrella).¹⁰¹

La bèstia acabada de formar a l’interior actua com un mur contra el qual rebota el material que cau cap al centre. Aquest col·lapse gravitatori i el rebot consegüent és el que anomenem supernova de tipus IIb,¹⁰² un cataclisme de proporcions èpiques que esmicola l’estrella, llançant el seu material a grans velocitats cap a l’espai.

En aquells instants s’assoleixen temperatures de l’ordre de 100.000 milions de graus. També s’alliberen ingents quantitats de neutrins (que s’escapen com si res de l’embolcall que rodeja l’explosió)¹⁰³ i de neutrons. Tot plegat és com una veritable orgia formadora de nous elements químics a partir de fusions provocades per les enormes temperatures, i també per la captura de neutrons per part de nuclis atòmics més senzills.

Elements tan quotidians com l’oxigen, el sodi, el potassi, el calci, el clor, el fòsfor, el silici, el ferro o el coure, per anomenar-ne tan sols uns quants, s’alliberen a l’espai per contaminar el cosmos amb un material que la natura emprarà posteriorment per fabricar planetes rocosos, aigua, pedres, arbres o persones. Certament, podem dir que abans que el nostre Sol i que tot el Sistema Solar es formés, en aquest petit racó de l’univers va viure una estrella massiva que, amb la seva mort, va permetre que avui fóssim aquí.

En volem més, d’elements químics!

Per si no n’hi hagués prou amb aquest mecanisme de crear elements químics, l’univers disposa d’altres instruments per a acabar de completar la taula periòdica i generar, d’aquesta manera, la diversitat d’entorns que observem. Aquests altres mecanismes, com no podia ser d’altra manera, també són cataclísmics.

En primer lloc, hi ha les anomenades supernoves de tipus Ia, explosions termonuclears que es produeixen quan la tranquil·la jubilació d’una estrella de tipus solar es veu pertorbada per la presència d’un astre company.

Moltes de les estrelles que coneixem a la galàxia viuen en parelles, en el que s’anomenen sistemes binaris (o sistemes múltiples en general, ja que hi ha exemples en què conviuen més de dues companyes). Es tracta d’astres que han quedat lligats gravitatòriament des del moment del seu naixement i que orbiten al voltant del centre de massa comú.

Pot donar-se el cas que un dels components del sistema fos, en el passat, una estrella de massa similar al Sol i que ja s’hagi convertit en una nana blanca, feta bàsicament de carboni, mentre que l’astre company encara està en la fase de vellesa, com a gegant vermella molt expandida; tant, que les seves capes més externes poden quedar relativament a prop de la nana blanca i de la seva potent gravetat, i poden caure en una espiral mortal cap a aquesta.

Lentament, la nana blanca va guanyant massa a costa del seu veí, fins que es produeix la catàstrofe. Quan la massa de la nana blanca supera les aproximadament 1,4 masses solars (el conegut com a límit de Chandrasekhar, en honor a l’astrofísic i premi Nobel d’origen indi que va estudiar aquest procés), la pressió del material engega l’espurna de la fusió incontrolada del carboni.

Tot d’una s’inicia una reacció en cadena que no té aturador, i la nana blanca literalment desapareix enmig d’una gegantina explosió termonuclear. A més d’aquest mecanisme, actualment creiem que la fusió entre dues nanes blanques que orbiten l’una al voltant de l’altra també pot donar lloc a una explosió de supernova de tipus Ia.

Enmig de l’infern d’una supernova Ia es donen les condicions necessàries per forjar més elements químics, especialment tots els que formen la família del ferro (cobalt, níquel, crom, zinc…).

Un altre dels processos cataclísmics que fabriquen elements és la fusió directa entre dues estrelles de neutrons.

Novament, en sistemes múltiples pot ser que els dos components fossin astres massius que explotessin com a supernoves IIb, generant un parell d’estrelles de neutrons que orbitaven ràpidament l’una al voltant de l’altra.

Aquest tipus d’òrbites són inestables, ja que el sistema va perdent energia gradualment, i com a conseqüència els dos objectes es van apropant cada cop més fins a caure l’un sobre l’altre, un entorn ideal que la natura aprofita per manufacturar elements químics.

I creiem que és a través d’aquest procés, l’explosió que segueix la fusió d’estrelles de neutrons, que es formen la majoria dels elements més pesats de la taula periòdica, com l’or o la plata, i fins a arribar a l’urani.

Pols d’estrelles

Amb el cicle de vida i mort de les estrelles que acabem de veure, l’espai interestel·lar s’ha anat enriquint d’elements químics que no existien en un inici. La primera generació d’estrelles va obrir el camí, i posteriorment les següents van anar incorporant en la seva composició les «impureses» alliberades durant les morts de les anteriors.

Per exemple, la composició del Sol, que anteriorment he simplificat dient que consistia en un 75% d’hidrogen i un 25% d’heli, conté en realitat traces d’un munt d’altres elements, tots clarament per sota de l’1%. És d’aquesta diminuta fracció de material que està feta la Terra i tot el que conté.

Pols d’estrelles. La famosa i coneguda frase que diu que estem fets de bocins d’estrelles és literalment certa.

Recordes la composició d’un ésser humà que explicàvem al començar el capítol? Ara ja podem relacionar cada ingredient amb el seu origen. Ara ja podem lligar cada component del nostre cos a l’esdeveniment que el va crear.

El carboni de les nostres cèl·lules va néixer dins una estrella de massa similar al Sol. El calci dels nostres ossos es va forjar enmig del col·lapse gravitatori d’una estrella massiva, igual que l’oxigen que respirem o que forma l’aigua que ens constitueix. I si el ferro que hi ha en cada gota d’hemoglobina pogués parlar ens relataria com va sorgir de la tremenda explosió termonuclear d’una supernova Ia.

I, com ja havíem vist, a aquesta certificació de procedència dels nostres components li hem de sumar la de l’hidrogen, tot ell provinent del Big Bang.

I ja ho tindríem. Han estat fenòmens extraordinaris, tots quasi inimaginables, els que ens han fet. Tot, absolutament tot el que ens rodeja, des de pedres a ocells, des de l’aire a la Lluna, qualsevol planeta, cometa o asteroide, té el seu origen en el Big Bang i després en la fàbrica de les estrelles.

Sense estrelles que morissin, nosaltres no viuríem.

Però, per si tota aquesta història del cicle de les estrelles no fos prou extraordinària, l’univers ens reserva una enorme sorpresa. Una sorpresa que representa un dels casos més espectaculars del disseny fi que la natura ha posat en joc per crear vida.

No hauríem d’existir

Quan a l’inici del segle XX es van començar a entendre els mecanismes de fusió nuclear que tenien lloc dins les estrelles, els científics es van trobar amb un greu problema. Els coneixements sobre física nuclear havien evolucionat força, i els físics teòrics disposaven de la capacitat per analitzar sobre el paper el detall dels processos de fusió nuclear.

La fusió de l’hidrogen per donar heli no representava gaires problemes. A poc a poc s’havien anat desgranant les diferents cadenes de fusió d’hidrogen que es produïen en paral·lel dins les estrelles i es començava a calcular la preponderància de cadascuna.¹⁰⁴

Però la comprensió del procés triple alfa, el que genera carboni a partir d’heli, conduïa a la xocant conclusió que… el carboni no hauria d’existir a l’univers! I, evidentment, això no podia ser.

El carboni és un element que presenta unes característiques químiques quasi úniques. És capaç de formar enllaços amb altres àtoms de carboni, i crear així llargues cadenes que són l’esquelet de proteïnes, lípids, i fins i tot de l’ADN. En aquestes cadenes, el carboni incorpora altres elements, com ara l’hidrogen, l’oxigen o el nitrogen, i crea tota una col·lecció de compostos que reben el nom genèric d’orgànics. En definitiva, no entendríem la vida sense el carboni.

No coneixem altres elements que siguin capaços de funcionar com el carboni. Tan sols, i en determinades condicions, el silici s’hi podria acostar. Però més enllà de cadenes simples, el silici no pot reemplaçar l’habilitat del carboni com a vertebrador de teixits i òrgans. I és que la química del silici en limita la utilitat per a la màquina de la vida. Entre altres coses, és incapaç de crear els dobles o triples enllaços presents en la pràctica totalitat de molècules d’interès biològic.¹⁰⁵

En ordre d’abundància, el carboni és el quart element del cosmos. Tot i que, com ja hem explicat, qualsevol altre element químic que no sigui l’hidrogen o l’heli pot ser considerat com a simples impureses, el carboni és suficientment abundant perquè la natura l’utilitzi profusament a l’hora de crear organismes vius. I l’abundància del carboni depèn, evidentment, de l’eficiència del procés que el fabrica, és a dir del triple alfa.

El mecanisme triple alfa implica fer xocar alhora tres nuclis d’heli, un esdeveniment altament improbable degut a la gran repulsió elèctrica que generen entre si els tres nuclis. La reacció, en realitat, progressa a través de dos passos. En el primer, xoquen dos nuclis d’heli-4 per generar un producte intermedi, el beril·li-8. I posteriorment, el nucli de Be-8 es fusiona amb el tercer nucli d’He-4 per formar el carboni-12, la forma més estable i comuna d’aquest element, amb sis protons i sis neutrons al nucli.

Existeix, però, un problema important: el producte intermedi, el Be-8, és un isòtop molt inestable¹⁰⁶ i té una vida mitjana curtíssima, de l’ordre d’una deumilionèsima de bilionèsima de segon! La seva tendència és decaure de nou en els dos nuclis d’heli progenitors.

La probabilitat que el Be-8 arribi a viure prou temps per xocar contra un tercer nucli d’heli és baixíssima, de manera que quan els físics feien els càlculs trobaven que el rendiment resultant del mecanisme triple alfa havia de ser paupèrrim. El procés era tan poc probable que, simplement, no podia explicar l’abundància de carboni observada a la natura. En altres paraules, el carboni hauria de ser un element absolutament marginal a l’univers.

Anteriorment en el llibre he introduït la figura de l’astrofísic britànic Fred Hoyle, un acèrrim defensor del model d’univers estàtic que es va negar a acceptar el Big Bang. A pesar d’aquesta posició errònia, Hoyle va dur a terme grans contribucions a la ciència, especialment pel que fa a la comprensió dels processos de fusió nuclear. I potser la més transcendental de les seves contribucions va ser la resolució del problema del carboni.

Hoyle va estudiar el procés triple alfa, i l’any 1953 va arribar a la conclusió que la reacció podria progressar, a pesar de l’enorme inestabilitat del Be-8, si existia un estat intermedi del nucli de carboni amb unes determinades propietats. En concret, una forma excitada del carboni que se situés, energèticament parlant, força a prop dels reactius, és a dir del Be-8 i del tercer nucli d’heli, de manera que el salt per passar d’aquests al carboni excitat fos molt petit i, per tant, senzill de fer.

Un cop generat un nucli de carboni en l’estat excitat predit per Hoyle, aquest tindria una gran tendència a tornar enrere i fer el salt novament cap al Be-8 i l’He-4. Però en algunes poques ocasions el nucli excitat escolliria seguir endavant i decaure en la forma més natural i estable del carboni (el qual ja no pot tornar enrere perquè el salt energètic és considerable i molt desfavorable). D’aquesta manera, tindríem que petitíssimes quantitats de Be-8 podrien saltar cap al carboni excitat, i les petitíssimes quantitats d’aquest que decidissin seguir finalment podrien formar uns pocs nuclis de carboni estables.¹⁰⁷

Evidentment, l’estat excitat del carboni en qüestió no s’havia detectat mai experimentalment, de manera que el que Hoyle va presentar era una predicció en tota regla: la predicció que deia que aquest estat excitat havia d’existir per força. I tan sols tres anys després, els científics confirmaven la detecció, als laboratoris, d’aquesta forma exòtica del carboni.

S’ha escrit molt sobre la predicció de Hoyle, i una de les interpretacions més comunes de la predicció la relaciona amb el principi antròpic, del qual he parlat anteriorment al primer capítol del llibre.

Segons aquesta interpretació, la deducció de Hoyle es va fer sobre la base de l’existència de la vida, de nosaltres, i com a conseqüència l’estat excitat del carboni també havia d’existir obligadament. Algunes fonts fins i tot apunten que la de Hoyle es pot considerar la primera, i única de moment, predicció antròpica que s’ha comprovat experimentalment.

Tot i això, no queda clar que Fred Hoyle desenvolupés el seu estudi a partir del principi antròpic. Més aviat sembla que ho va fer per intentar trobar la peça del puzle que faltava perquè el procés triple alfa pogués funcionar, sense anar gaire més lluny pel que fa a la relació d’aquest procés amb el fet de la vida.

Amb independència del raonament que Hoyle seguís per fer la predicció, la mateixa existència de l’estat excitat del carboni és un fet extraordinari. De fet, encara ara no el podem explicar del tot amb els nostres coneixements sobre física de partícules.

La qüestió més pertorbadora és pensar que aquest estat tan particular del carboni podria perfectament no haver existit. No sembla haver-hi res, almenys en els models físics de què disposem actualment, que requereixi o justifiqui la seva presència. En altres paraules, la natura podria funcionar perfectament sense l’estat excitat del carboni.

Només que no hi hauria vida a l’univers.

LES CLAUS DE LA VIDA

› Les estrelles són les fàbriques de l’univers, i és gràcies a la seva vida i mort que l’espai s’ha anat enriquint d’elements químics diferents de l’hidrogen i de l’heli. Quasi tots els elements químics de la natura han estat fets pels astres, i això ens converteix directament en pols d’estrelles.

› Aquests astres viuen gràcies a un delicat equilibri entre la pressió de la seva gravetat i l’energia que generen al seu interior a través del procés de fusió nuclear. Aquest equilibri es pot assolir gràcies al balanç existent entre la intensitat de la gravetat i la de la força nuclear forta. Si aquest balanç fos un xic diferent al que impera al nostre univers, les estrelles serien objectes impossibles o efímers.

› El procés de fusió nuclear que permet viure a una estrella tan sols transforma en energia el 0,7% de la massa dels elements que hi intervenen, un valor d’eficiència sorprenentment baix però molt ben trobat, ja que si fos un xic superior o inferior no hi seríem.

› La vida que coneixem està feta de carboni, un element imprescindible que vertebra les proteïnes, els lípids o l’ADN. El carboni és fabricat per una reacció de fusió nuclear anomenada triple alfa, que perquè pugui progressar requereix l’existència d’un estrany estat excitat del carboni. No hi ha res en els nostres models teòrics que justifiqui que aquest estat excitat del carboni hagi d’existir, i la seva presència és del tot inesperada. Sense aquest estat excitat, que ràpidament decau en la forma de carboni més estable que empra la natura per fabricar coses, no hi hauria carboni al cosmos. No hi hauria vida.

86. Un humà mitjà tindria entre 10²⁸ i 10²⁹ àtoms (que equival a un 1 seguit per vint-i-vuit o vint-i-nou zeros!)

87. Si el nombre d’electrons en un àtom és diferent del de protons, tenim el que anomenem ions: els anions, amb un excés d’electrons i, per tant, càrrega elèctrica negativa, i els cations, amb dèficit d’electrons i càrrega positiva.

88. L’oganessó és l’element químic més complex que es coneix en el moment d’escriure aquest llibre.

89. L’element químic més pesat que podem trobar en estat natural a la Terra és l’urani (nombre atòmic 92).

90. Per ser estrictes, l’ordre en el relat seria justament l’invers: a major moviment dels àtoms, més alta és la temperatura que mesurem.

91. En aquest context, molt fred significa no més d’uns 10 K de temperatura.

92. 10⁵⁷.

93. Fins al punt que se li atribueix la invenció del mateix terme termodinàmica.

94. He emprat el terme «aproximadament» ja que, en realitat, la diferència entre la massa inicial i la final no tan sols crea energia, sinó també positrons i neutrins.

95. Un diprotó és equivalent a un nucli d’heli-2, és molt inestable i la seva vida mitjana és inferior a la milmilionèsima de segon.

96. El refredament de la superfície de l’estrella és una conseqüència directa de la seva expansió, i al seu torn el refredament implica una emissió de llum menys energètica. Aquesta és la raó per la qual la radiació emesa va virant al vermell.

97. S’estima que el nucli del Sol actualment ja està format per un 65% d’heli.

98. D’aquí el nom del procés: triple alfa, en què alfa és la denominació històrica que reben els nuclis d’heli-4.

99. El nom d’aquest tipus de nebuloses és degut al fet que quan s’observaven amb els primers telescopis la seva forma simètrica s’assemblava a la d’un planeta.

100. Es calcula que segurament cap nana blanca ha tingut temps d’apagar-se completament des que el nostre univers es va formar, fa 13.800 milions d’anys.

101. No sempre es forma una estrella de neutrons o un forat negre en la mort explosiva d’una estrella massiva. En alguns casos, durant la darrera fase de la vida de l’astre es generen grans inestabilitats que són capaces de destruir completament el nucli enmig d’una explosió termonuclear, sense deixar al darrere cap objecte. Creiem que és el cas de les estrelles amb una massa entre 130 i 250 vegades la del Sol.

102. Existeixen altres tipus de supernoves, principalment les Ia, com veurem una mica més endavant.

103. De fet, la major part de l’energia que es desprèn en el col·lapse d’una supernova de tipus IIb és transportada pel flux de neutrins que es genera.

104. En aquest capítol he simplificat força el procés de fusió de l’hidrogen, explicant quina és la reacció primària, coneguda com a p-p, que crea heli a partir de la formació intermèdia de deuteri. Però aquesta no és l’única reacció, i al mateix temps n’estan funcionant d’altres, tot i que molt més minoritàries.

105. La importància del carboni és tal que el mateix Carl Sagan deia que si intentem superar el xovinisme de pensar que la vida a l’univers ha de ser similar a la nostra, el xovinisme del carboni seria el més complicat de vèncer.

106. La varietat més estable del beril·li a la natura és el Be-7, que té quatre protons i tres neutrons en el seu nucli.

107. Tècnicament, el que va predir Hoyle amb l’estat excitat del carboni s’anomena una ressonància.

5

No val en qualsevol indret. No val en qualsevol moment

L’astre es troba enormement expandit, la seva llum és vermellosa.

Durant els darrers milers d’anys, els esdeveniments s’han succeït a un ritme vertiginós. Primer es van esgotar les reserves d’hidrogen i d’heli, després les de carboni. L’estrella envellida lluita desesperadament per la seva supervivència, engegant nous processos de fusió nuclear, cada cop més efímers, per esgarrapar anys a un final que està escrit.

Ha viscut uns pocs milions d’anys, poc per a una estrella. Ha regnat amb la seva poderosa llum sobre els milers d’altres estrelles properes durant tot aquest temps, i ara que s’apropa l’hora de la seva mort es resisteix a desaparèixer.

La gravetat la comprimeix sense pausa, empenyent la seva gegantina massa contra l’interior, on les temperatures ja assoleixen els milers de milions de graus. I així, quasi sense adonar-se’n, arriba el darrer sospir.

Tot d’una, la supergegant vermella es veu obligada a iniciar la fusió del ferro que s’ha acumulat al seu cor durant el darrer any. La gravetat riu, l’astre tremola per uns instants, com dubtant. La fusió del ferro consumeix les poques forces que li quedaven, i l’astre moribund es desploma.

El col·lapse és quasi immediat. A velocitats properes a les de la llum, les capes expandides de gas cauen cap a l’interior, esvaïda l’energia que les sostenia.

A l’interior, la densitat creix de forma exponencial en fraccions de segon, quan el material és comprimit pel brutal cop provocat per l’enfonsament de l’astre. I en aquell moment, enmig d’un cataclisme de proporcions èpiques, a milions de graus de temperatura i en un entorn impossible d’imaginar, apareix un dels objectes més fascinants i alhora misteriosos de l’univers. La gravetat ha creat la seva obra mestra, el cos més dens que pugui existir.

El forat negre acabat de néixer planta cara a l’enderrocament, negant-se a ser comprimit més enllà. Les capes externes de l’estrella, desplomant-se, topen amb l’objecte i xoquen contra ell. I reboten.

El rebot té forma d’explosió gegantina. Enormes quantitats de material són ejectades a gran velocitat mentre col·lisionen amb les que encara cauen. L’estrella deixa d’existir en un instant, el lloc que ocupava el seu centre ara reclamat pel forat negre. Al voltant, un embolcall de gas supercalent és expulsat, enmig d’un dispendi espectacular d’energia que s’escapa en totes les direccions.

Unes desenes d’anys més tard, uns observadors anònims noten, en el seu cel nocturn, alguna cosa extraordinària. La sobtada pujada de llum d’una estrella roja els fascina i els deixa bocabadats. Tan gran és la lluentor que està adquirint l’astre que, per uns moments, arriba a fer ombres allargades en el paisatge d’aquell món.

El planeta, que orbita una tranquil·la estrella de massa intermèdia, ha estat fent de mare durant els darrers milers de milions d’anys, cuidant la llavor de la vida que va aparèixer en el passat i nodrint-la fins a aconseguir un impressionant desplegament d’organismes de gran diversitat.

Mentre miren, absorts, el cel, el primer envit de l’explosió, la llum més energètica, que arriba en forma de rajos gamma i X, estripa la seva atmosfera i els condemna inevitablement. Per la seva part, la radiació ultraviolada destrueix la capa d’ozó que ha estat protegint el planeta durant gran part de la seva història. És el començament de la fi.

Als efectes letals de la radiació energètica s’hi sumaran, durant els anys següents, els provocats per l’arribada d’una gran pluja de partícules a gran velocitat, que aconseguiran travessar l’escut protector del camp magnètic del planeta, ja perdut, i generaran danys irreparables als teixits i les estructures genètiques dels organismes vius que hagin sobreviscut a l’hecatombe del bany de radiació.

En un obrir i tancar d’ulls, el projecte de la vida que tant va costar dissenyar i desenvolupar al planeta s’esvaeix. Amb molta sort, formes vives elementals aconseguiran escapar-se del cataclisme, protegides per profundes capes de roques o als racons més amagats dels oceans. Però si aquella explosió de supernova ha estat massa propera, el món quedarà esterilitzat per sempre més. Així de simple. Així d’esgarrifós.

Aquest relat imaginari podria ser freqüent a l’univers, però per fortuna no ha succeït aquí, a la Terra.

El cicle de vida i mort que funciona dins les galàxies genera oportunitats però també desgràcies. És justament la fi de les estrelles la que enriqueix el cosmos dels ingredients de la vida, com hem vist en el capítol anterior. Però si aquesta mort és massa propera pot malmetre milers de milions d’anys d’evolució i esborrar completament la vida al seu voltant.

Existeixen altres esdeveniments, a les galàxies, que igualment poden fer ploure la catàstrofe sobre planetes a anys llum de distància: flaixos de radiació d’alta energia, pulsacions expulsades per estrelles de neutrons, o per forats negres, que maten al seu pas.

Per tot això, la ubicació que es té dins la galàxia importa. A l’hora de triar casa, és prudent decantar-se per barris tranquils, sense gaire densitat d’estrelles al voltant, evitant especialment tenir veïns sorollosos i excèntrics, com ara els astres més massius.

És clar que no sempre es pot triar, i un acaba vivint on neix, on li toca.

I, sens dubte, ens ha tocat la grossa, vistos els resultats. Un es pregunta si es podria viure en un lloc millor dins la Via Làctia.

El necessari distanciament social

Recordes l’exemple de la ciutat que representava una galàxia?

L’he emprat en el capítol dedicat a l’origen d’un univers perfecte per descriure de forma gràfica què és i com funciona una galàxia: un enorme conjunt d’edificis, és a dir, d’estrelles, que té forma i llindars, i on es desenvolupa l’activitat quotidiana, que en el cas de les galàxies és la vida i la mort de les estrelles.

M’hi he referit en diversos apartats del llibre, a les galàxies. I és que aquestes grans agrupacions d’astres representen una obra mestra de la gravetat. Rodejades per gegantins halos invisibles de matèria fosca, i moltes amb un forat negre supermassiu al centre, les galàxies floten per l’espai fins on arriben a veure els nostres instruments.

La nostra, la Via Làctia, és una de les grans ciutats que poblen aquest racó d’univers, formant una enorme zona metropolitana que conté més de cinquanta galàxies menors, i amb una companya espectacular i encara més immensa que la nostra, la galàxia d’Andròmeda.

Les xifres que maneguem, quan parlem de galàxies, són de vertigen. La Via Làctia podria tenir vora 400.000 milions d’estrelles. I coneixem milers de milions de galàxies en el bocí d’univers observable. Quina cara posarien els científics que, a començaments del segle XX, tan sols podien imaginar la nostra, de galàxia, formant part de tot el cosmos!¹⁰⁸

Entre 400.000 milions, el nostre Sol podria haver nascut en qualsevol lloc de la Via Làctia. En qualsevol barri de la gran ciutat. Però afortunadament ho va fer en una zona tranquil·la, allunyada del centre galàctic i d’altres llocs tumultuosos. I és que hi ha regions de les galàxies que estan plenes de perills per a tot aquell objecte que vulgui perdurar molt de temps i en el qual la natura vulgui experimentar amb el desenvolupament de la vida.

Per exemple, el centre galàctic és un lloc poc recomanable, simplement perquè la densitat d’estrelles és molt més alta que en altres barris més exteriors. Aquesta major densitat pot ser un problema en dos sentits. En primer lloc, l’empaquetament excessiu d’astres provoca interaccions entre ells que destorben els discos protoplanetaris on es formen els planetes. I en segon lloc, la probabilitat de ser afectat per un esdeveniment cataclísmic provinent de la mort d’una estrella massiva és més alta.

El Sol i els seus planetes viuen aproximadament a uns 25.000 anys llum del centre de la Via Làctia, i això és més o menys a mig camí entre aquest centre i la part més exterior del disc galàctic. A la nostra regió, hem calculat que la densitat d’estrelles és de 0,004 sols per cada any llum cúbic. És a dir, segons aquesta estadística en una esfera al voltant del Sol de, posem per cas, 30 anys llum de radi, hi trobaríem aproximadament 460 estrelles. O també: a una distància aproximada de 4 anys llum hauríem de trobar almenys una estrella (l’estadística es compleix amb Proxima Centauri, l’estrella més propera al Sol, que es troba a 4,2 anys llum de distància).

Per comparació, al centre de la galàxia creiem que la densitat pot arribar a ser uns cinc-cents cops superior. Això vol dir que si visquéssim allà l’estrella més propera (després del Sol, és clar) la tindríem a tan sols mig any llum. Això, en el món de les estrelles, és molt, molt a prop. Cal tenir en compte que la distància entre el Sol i el límit aproximat del Sistema Solar és d’1,5 anys llum, que és on se situa el gran repositori d’objectes gelats que envolta el nostre sistema planetari i que es coneix amb el nom de núvol d’Oort.

Queda clar que, en cas d’haver nascut en una zona tan densa, el Sistema Solar seria molt diferent a l’actual. Les interaccions gravitatòries amb altres estrelles haurien estat constants, i els planetes que s’haguessin pogut formar en aquestes condicions haurien rebut pertorbacions continuades al llarg de la història.

Però no tan sols això. Com explicava fa una estona, estar massa proper a les altres estrelles t’exposa a rebre l’impacte de la mort d’alguna d’elles.

En el capítol anterior ja ens hem trobat un exemple concret d’aquestes catàstrofes de dimensions còsmiques: les supernoves, fruit de les morts explosives d’algunes estrelles (les més massives en forma de supernoves de tipus IIb, i les solars, que roben material a un astre company i que acaben esmicolant-se com a supernoves de tipus Ia).

Una supernova desprèn una enorme quantitat d’energia en forma de llum d’alta intensitat, com ara els rajos gamma i X, i també genera emissions de rajos còsmics, unes partícules que ja hem conegut en el capítol dedicat a les partícules subatòmiques, que es desplacen a velocitats altíssimes i són els projectils de l’espai.

Existeixen estimacions de quin és el ritme de mort, en forma d’explosió per col·lapse, d’estrelles massives (és a dir, de supernoves de tipus IIb) a la Via Làctia: creiem que per terme mitjà se’n produeix una cada trenta anys.

Els efectes perjudicials d’aquestes morts depenen, lògicament, de la distància a què es produeixin. I malgrat que hi ha incerteses importants, fruit del fet que no totes les supernoves són idèntiques, hem pogut dibuixar un cert límit de trenta anys llum. Una explosió supernova més a prop d’aquests trenta anys llum de distància seria nefasta per a la vida a la Terra.

És indubtable que la Terra, després de més de 4.500 milions d’anys d’història, ha hagut de rebre en algun moment el cop de més d’una supernova. Simplement, és una qüestió de probabilitats.

A finals del segle passat, els investigadors van començar a trobar senyals evidents d’algunes d’aquestes explosions properes. Les pistes es trobaven en dipòsits geològics al fons de l’oceà Pacífic.

Una supernova, com ja he comentat, enmig de l’explosió genera multitud d’elements químics. Alguns són isòtops inestables, que ràpidament decauen en altres àtoms més estables. Però, per sort dels científics, es produeixen isòtops atòmics que triguen prou temps a desintegrar-se per deixar empremta en l’entorn. I aquest és el cas del ferro-60.

Aquest nucli, el Fe-60, decau lentament per donar cobalt-60 i després finalment níquel-60, que és el final de la cadena. El període de semidesintegració del Fe-60 és de 2,6 milions d’anys. Això vol dir que, en una mostra qualsevol de Fe-60, la meitat dels àtoms hauran desaparegut passats 2,6 milions d’anys. Després de 5,2 milions d’anys, en quedarà tan sols un 25%, i només un 12,5% al cap de 7,8 milions d’anys. I així successivament.

El Fe-60 és fabricat de forma esplèndida per l’explosió d’una supernova, i viatja per l’espai ejectat a enormes velocitats (juntament amb molts altres nuclis atòmics, formant els rajos còsmics). I així és com aquest element ha arribat a la Terra en diverses ocasions.

Els dipòsits de l’oceà Pacífic van mostrar continguts anòmalament alts de Fe-60, i posteriorment aquesta descoberta es va confirmar en altres llocs del món, i fins i tot en mostres de roques lunars. Tal com hem vist, mesurant l’abundància de l’isòtop podem estimar quant temps fa que es va fabricar, és a dir, en quin moment va explotar la supernova que n’és l’origen.

Els treballs d’anàlisi van indicar que hi havia hagut explosions properes de supernoves fa entre 2 i 3 milions d’anys, i també fa uns 8 milions d’anys. Probablement, els seus efectes devien provocar canvis en l’ecosistema, però no tan extrems per desembocar en extincions massives. En altres paraules, segurament els astres moribunds vivien més enllà del llindar dels trenta anys llum (en uns instants ubicarem el possible origen d’aquestes explosions).

Fixem-nos que els resultats de les investigacions assenyalen com a mínim dos esdeveniments de supernova que van afectar la Terra en un marge de tan sols 10 milions d’anys. És un altre motiu per deduir que aquest tipus de fenomen és relativament habitual.

Molt bé, les supernoves que van deixar el seu rastre en dipòsits geològics recents es trobaven, molt probablement, a una distància segura. La pregunta és: s’han produït explosions properes, dins del llindar dels trenta anys llum?

No ho podem saber amb seguretat, però ens podem atrevir a contestar que no. O, almenys, no un cop la vida havia aparegut a la Terra i s’havia començat a desenvolupar en organismes més o menys complexos. Perquè si hagués estat així, el disseny de la vida s’hauria truncat de cop.

I quina és la situació en aquests moments? Tenim al voltant algun objecte del qual ens haguem de preocupar?

Per trobar quin és l’astre proper més perillós ens hauríem de desplaçar fins a uns 150 anys llum de distància, a una estrella de nom IK Pegasi B. Es tracta d’un sistema binari, format per un component similar al nostre Sol i per un segon objecte, una nana blanca. És l’entorn preferit per a les explosions de supernoves de tipus Ia. Però, com deia, la seva llunyania la situa en un lloc ben segur per als nostres interessos.

I ja que parlem d’estrelles perilloses, em veig obligat a dedicar unes paraules a un dels astres més brillants i inspiradors del cel nocturn, que a finals de 2019 va aixecar veus d’alarma (algunes poc informades, tot s’ha de dir) que apuntaven a la seva propera mort: Betelgeuse.

Betelgeuse és una supergegant vermella que es troba, certament, al final dels seus dies, molt expandida. La pots veure brillar amb potència en una de les espatlles del gegant Orió, en el cel hivernal.

Quan aquesta estrella mori, ho farà enmig d’una enorme explosió de supernova IIb. L’expectació es va disparar, com deia, quan a finals de 2019 es va detectar una notable disminució de llum en l’astre, com feia molt de temps que no es veia (Betelgeuse és una estrella variable, és a dir, la seva llum pateix variacions irregulars de forma recurrent). L’afebliment de la seva llum va ser tan important que qualsevol bon observador del cel va poder notar a simple vista aquella davallada.

És clar, de seguida hi va haver qui va córrer a anunciar que Betelgeuse estava exhalant el darrer sospir, i que era qüestió de dies que aparegués al cel el flaix de llum de la seva mort. Però l’estrella va recuperar la lluentor durant les primeres setmanes de 2020, i tot va quedar en una interessant anècdota.

La realitat és que Betelgeuse podria ser la propera supernova visible a simple vista des de la Terra. Això podria passar en qualsevol moment durant els propers 100.000 anys, que és el màxim que pensem que li deu quedar de vida al gegant.

Bé, això si no ha explotat ja. Betelgeuse es troba a 430 anys llum de distància, i això vol dir que la llum de l’explosió trigarà 430 anys a arribar. Podria ser que ja hagués mort, i encara la seguiríem observant, brillant pacíficament, fins que els primers rajos de llum del cataclisme no ens diguessin que Betelgeuse ja no existeix.

Serà perillosa, aquesta explosió? Segurament no. La llunyania de Betelgeuse és més que suficient perquè puguem estar tranquils. Però el que sí que promet l’esdeveniment és un espectacle únic, ja que en el moment en què els habitants de la Terra la vegin morir la seva llum regnarà al nostre cel durant setmanes amb més potència que la Lluna plena! Fins i tot es podrà veure a ple dia.

Per cert, la darrera supernova que es va poder contemplar a ull nu va ser l’any 1604, i fou documentada per Kepler quan va notar la sobtada aparició d’una estrella nova al cel, a la constel·lació del Serpentari.

Abans parlava de com de segur és viure en un barri de la galàxia allunyat del centre, on la densitat d’estrelles és molt menor. Aquesta és una de les claus, sens dubte, que no haguem rebut l’envit d’explosions gaire properes.

Què hauria passat si el Sistema Solar s’hagués format en regions més internes de la galàxia, on la densitat d’estrelles és més elevada? Potser no existiríem. Perquè és una qüestió de probabilitats. És tan simple com que, a més densitat d’estrelles, més probable hauria estat l’explosió d’una supernova propera.

Triar un barri tranquil

No només són perilloses les zones centrals de les galàxies: hi ha altres veïnats altament indesitjables; en concret, les regions dominades pel que anomenem associacions OB, i també pels cúmuls d’estrelles.

Per tal d’ordenar el zoològic d’estrelles, els humans hem desenvolupat, és clar, una classificació d’aquests astres en funció de dos paràmetres bàsics: la potència de la llum i la temperatura. En particular, pel que fa a aquest darrer paràmetre, la temperatura (que, per cert, està directament relacionada amb el color de l’estrella), emprem l’anomenada classificació de Morgan-Keenan, que assigna una lletra majúscula als astres per agrupar-los en famílies de temperatures similars.

Les principals lletres, per ordre d’astres més calents a més freds, són O, B, A, F, G, K i M,¹⁰⁹ i les anomenem classes espectrals. La raó que explica que es triessin aquestes lletres, i ordenades d’aquesta forma tan estranya, són històriques, i cal buscar-les en l’intent de conservar sistemes de classificació antics que ja havien assignat algunes de les lletres.

Com a referència, el nostre estimat Sol té una classe espectral G,¹¹⁰ que agrupa astres que tenen temperatures superficials d’entre 5.300 i 6.000 K.¹¹¹

Les estrelles més calentes són també les més massives. Les O presenten temperatures en superfície superiors als 30.000 K, i són objectes que viuen a penes unes poques desenes de milions d’anys. El destí inevitable d’una estrella de classe O és morir en una explosió de supernova IIb. A més, aquest tipus d’estrelles més massives acostumen a néixer en petits grups, formats normalment per unes poques desenes d’astres, que reben el nom d’associacions OB (fent referència a les dues classes espectrals més calentes).

No és gaire recomanable viure a prop d’una associació OB, simplement per l’excentricitat dels seus habitants en el moment de la mort. Des d’aquesta perspectiva, és evident que no té la mateixa probabilitat de rebre la plantofada d’una supernova un sistema planetari que se situï relativament proper a una agrupació d’aquest tipus que un altre que visqui lluny.

En l’actualitat, el grup OB més proper el tenim a quatre-cents anys llum de distància, en la coneguda com a associació Escorpí-Centaure, així que no hem de patir. En realitat, es pensa que justament va ser d’aquesta regió d’on ens va ploure el Fe-60 (i moltes altres partícules) detectat en els dipòsits geològics més recents, dels quals he parlat anteriorment.

Abans també citava els cúmuls estel·lars com a entitats perilloses. Aquests cúmuls, de nou agrupacions, són molt més rics en astres que les associacions OB, i acostumen a tenir milers de membres.

És molt habitual que la fragmentació en grumolls d’una gran nebulosa maternitat acabi donant a llum centenars o milers d’estrelles, que queden, d’aquesta manera, ubicades relativament a prop les unes de les altres. Amb el pas del temps, els cúmuls tenen tendència a dispersar-se, quan les estrelles es van movent, afectades per interaccions gravitatòries, i s’escampen per la galàxia.

Però abans no es dispersin, un cúmul d’aquest tipus conté estrelles de tot tipus concentrades en un espai reduït (comparat amb el total d’espai galàctic), amb densitats similars a les que es poden trobar al centre galàctic. I, entre aquests components, per descomptat es poden trobar estrelles massives, de classe O i B.

Per tant, des del punt de vista de la perillositat de les supernoves, un cúmul pot arribar a ser fins i tot més indesitjable que una associació OB (ja que normalment aquestes contenen menys membres). Tot dependrà del nombre d’astres massius que visquin al cúmul i de com estiguin agrupats.

És quasi segur que el Sol es va formar en un d’aquests cúmuls, junt amb centenars d’altres germanes. Però, per fortuna, la nostra estrella va decidir migrar, com la majoria dels altres astres, i el cúmul es va diluir. Podem deduir que el Sol va aconseguir marxar abans que morissin les estrelles més massives del grup, i ara ens trobem habitant un entorn residencial molt més relaxat.

Paga la pena puntualitzar que he parlat d’un tipus de cúmuls anomenats oberts, dits així perquè no presenten cap forma especial. Existeix un altre tipus de cúmuls, d’agrupació d’estrelles, que reben el nom de globulars degut a la seva aparença en forma de grans esferes.

Els cúmuls globulars són objectes molt antics, que habitualment es detecten a les parts més exteriors de la galàxia i que tenen edats estimades que poden rondar els 10.000 milions d’anys. Això fa que els astrònoms actualment no considerin aquestes agrupacions tan perilloses, si més no des del punt de vista de la probabilitat de patir els efectes d’una supernova. I és que a pesar de la gran densitat d’estrelles que s’empaqueten als cúmuls (de vegades centenars de milers d’estrelles dins un volum de pocs centenars d’anys llum de diàmetre), al ser tan antics les poblacions d’estrelles massives ja fa temps que han desaparegut, i aquests cúmuls estan formats bàsicament per estrelles longeves.

Per resumir el que hem vist fins ara, queda clar que el lloc de la galàxia on neixis, i on després visquis, condiciona clarament les probabilitats que tens de convertir-te en un planeta habitable.

Què passaria si…

Hem parlat de la probabilitat de patir l’explosió d’una supernova propera, però encara he explicat poca cosa de quins efectes provocaria un esdeveniment com aquest. En què afectaria un planeta habitat?

En general, com ja hem vist, en una explosió de supernova ens trobem dos components potencialment perillosos per a tot aquell món que es trobi massa proper: la radiació d’alta energia i els rajos còsmics.

La llum energètica emesa per una supernova es presenta majoritàriament en forma de rajos gamma. Aquesta radiació és molt perillosa per a la vida, però afortunadament una atmosfera com la nostra és capaç d’aturar-la quasi tota gràcies a les interaccions que es produeixen entre els rajos gamma i les molècules d’aire. De fet, la feina de filtre que fa l’atmosfera és tan important per a nosaltres que li dedicaré un capítol sencer més endavant.

Això, és clar, sempre que l’explosió s’hagi produït prou lluny. Perquè si ho fa a prop (dins el llindar dels trenta anys llum) els efectes poden ser força destructius, bàsicament perquè eliminaria la capa d’ozó de l’atmosfera.

Si bé els rajos gamma no arribarien a la superfície del planeta, sense capa d’ozó els organismes quedarien exposats a la radiació ultraviolada del Sol. Aquesta llum, la ultraviolada (UV), és molt menys energètica que els rajos gamma, però sense ozó que la filtri arribaria quasi sense cap obstacle a la superfície, i provocaria danys en els teixits vius i en les estructures moleculars, així com mutacions en l’ADN i un notable augment dels tumors, tot i que potser aquesta destrucció tan sols afectaria els éssers vius en superfície, i els que viuen sota terra o protegits pels oceans se’n podrien lliurar.

Els científics, però, estan identificant un altre efecte col·lateral de l’arribada de massa llum energètica a la Terra. Un efecte inesperat que és de color blau.

Com bé saps, dins el petit rang de llum que els nostres ulls poden observar, el blau correspon a una radiació més energètica que el vermell. Doncs bé, si el nostre planeta fos banyat per una pluja de llum d’alta energia, els components blaus de la llum visible també serien superiors, i això podria afectar el cicle de la vida de moltíssimes espècies.

Qui ho diria, a priori, que el color de la llum fos tan important! Però el fet és que hi ha estudis que demostren la incidència que té la llum blava sobre els organismes desenvolupats, i sembla que no és gaire apropiada degut a la seva afectació sobre el cicle del son.¹¹²

De totes maneres, hem estimat que la durada del flaix de radiació de llum energètica que emet una supernova és d’un any aproximadament, de manera que, excepte que l’explosió es produís excessivament a prop, aquesta no seria la preocupació més gran que tindria el planeta afectat.

L’altre problema, com deia més amunt, serien els rajos còsmics, l’ejecció a altíssimes velocitats i en totes direccions de nuclis atòmics, que venen a ser com unes bales.

La descripció detallada de què són els rajos còsmics la deixaré per més endavant, quan parlem de l’atmosfera, i ara ens quedarem tan sols amb la idea que la perillositat d’aquests projectils prové de la gran energia de moviment que transporten degut a la seva velocitat.

Si un planeta té un camp magnètic de prou intensitat i una atmosfera densa, com passa a la Terra, l’acció combinada d’aquests dos escuts pot evitar l’arribada a la superfície de la pràctica totalitat de rajos còsmics. Però això sempre depèn del flux, és a dir, del cabal que es rep. Perquè si aquesta pluja és massa intensa, els mecanismes protectors poden quedar absolutament saturats.

L’explosió d’una supernova propera, a menys de trenta anys llum de distància, generaria una pluja de partícules intensíssima, amb tota seguretat per sobre de la capacitat protectora dels sistemes de defensa de la Terra. I a diferència del flaix de llum gamma, que dura a penes un any, el bany de rajos còsmics ens afectaria durant centenars d’anys seguits.

Justament, un article publicat l’any 2020 per l’Acadèmia Nacional de Ciències dels Estats Units proposa l’explosió d’una supernova propera com a possible causa d’una de les extincions massives més devastadores que ha viscut el nostre planeta.

Més endavant dedicaré un capítol a les extincions massives que ha patit la Terra, ja que han tingut un paper determinant en el desenvolupament de la vida i l’aparició dels humans.

Doncs bé, una de les anomenades «grans cinc» (nom amb què designem les cinc extincions més importants pel que fa al nombre d’espècies vives escombrades d’arrel), la devoniana (que va tenir lloc fa uns 360 milions d’anys), podria haver estat causada per la sobtada desaparició de la capa d’ozó, l’exposició als rajos ultraviolats del Sol i el bombardeig posterior de rajos còsmics. És a dir, pels efectes de l’explosió d’una supernova que podria haver tingut lloc a uns seixanta anys llum de distància.

Millor tard que massa d’hora

El factor temporal també hi té un paper important, en aquest joc de probabilitats de rebre els efectes perjudicials d’un cataclisme còsmic.

Certament, l’activitat en una galàxia tendeix a ser superior quan és jove. Llavors, les acumulacions de gas per formar estrelles són més abundants, i el cicle s’autoalimenta, en el sentit que les ones de xoc de la mort de les generacions joves d’astres ajuden a comprimir aquestes nebuloses i a alimentar una nova onada de natalitat.

És a dir, s’ha d’esperar que quan la Via Làctia era més jove la freqüència de supernoves, en general i a qualsevol lloc de la galàxia, devia ser més alta.

A part d’aquest fet, n’hi ha un altre que suma. I és que els astrònoms creuen que les galàxies creixen, habitualment, de dins cap a fora (en el cas que no es produeixi una fusió amb una altra ciutat propera, és clar). En altres paraules, la Via Làctia tenia unes dimensions més reduïdes en el passat. Va néixer més petita, i va anar augmentant de mida a mesura que es formaven més estrelles. Tornant a l’exemple de les ciutats, això significa que les zones urbanitzades es trobaven a l’interior i més empaquetades.¹¹³

Què podem deduir del que acabo d’explicar? Doncs que si el Sistema Solar hagués nascut en una finestra temporal més prematura, quan la Via Làctia era jove, potser no hauríem tingut la sort de viure en un veïnat tan tranquil, allunyats de les pertorbadores associacions OB, dels cúmuls oberts o, simplement, sense haver pogut mantenir un mínim distanciament de precaució respecte a les estrelles properes.

Hem calculat que la Via Làctia té una edat de 13.500 milions d’anys, és a dir, que va néixer molt d’hora, quan l’univers a penes tenia 300 milions d’anys d’antiguitat. Per tot el que acabo de dir, devia ser una galàxia moltíssim més petita del que és ara. Per la seva banda, el Sol i els seus planetes van aparèixer fa 4.600 milions d’anys, o, el que és el mateix, durant el darrer terç de la vida de la Via Làctia. Com deia, temps més que suficient perquè el ritme de supernoves s’hagués moderat, i la galàxia hagués crescut de manera que nosaltres poguéssim trobar una residència suficientment apartada del centre.

Un bany que esterilitza

Hi ha un altre esdeveniment, per descomptat catastròfic, que allibera immenses quantitats de rajos gamma. Es tracta d’unes de les emissions de rajos més brutals de tot l’univers, un fenomen realment esterilitzador de planetes. Són les anomenades GRB.¹¹⁴

Durant la dècada dels anys seixanta del segle passat, els Estats Units i l’antiga Unió Soviètica feien tot el que podien per espiar-se mútuament, i un dels mecanismes que empraven eren els satèl·lits, just acabats d’inventar. Aquests ginys estaven preparats amb instruments capaços de detectar potents emissions d’energia que poguessin indicar proves nuclears fetes pel rival.

Doncs bé, alguns d’aquests satèl·lits espia van començar a detectar grans emissions energètiques, però que en lloc de provenir de la superfície del planeta semblaven arribar de l’espai exterior.

Durant molts anys els científics van estar totalment despistats per l’origen desconegut d’aquests fenòmens. Un dels principals problemes era que tenien una durada curtíssima, a penes de segons, cosa que juntament amb la seva impredictibilitat en feia l’estudi pràcticament impossible.

La situació va començar a canviar durant la darrera dècada del segle XX. L’any 1996 el satèl·lit científic BeppoSAX detectava una d’aquestes emissions i la localitzava amb força precisió en el cel. Aquest fet va permetre que diversos observatoris apuntessin els instruments cap a l’origen i observessin les emissions posteriors, ja no en forma de rajos gamma i afortunadament no tan efímeres. Finalment, l’any 1997 quedava clar que aquestes emissions superenergètiques ens arribaven des de distàncies còsmiques.

Actualment tenim satèl·lits dedicats específicament a la detecció dels GRB. Generen una alarma quan en troben un, el triangulen per conèixer-ne la posició, i amb aproximadament un minut de retard ja hi pot haver altres instruments a la superfície terrestre apuntant cap al lloc concret.

Fins ara he fet èmfasi en la gegantina emissió d’energia que alliberen els GRB, però sense xifres. I crec que és el moment de sorprendre’t amb algunes: els GRB emeten, en uns pocs segons, tanta energia com la que ha alliberat el nostre Sol en tota la seva existència!

Una de les conclusions més transcendents a què s’ha arribat és que, per ser capaços d’emetre tantíssima energia en tan poc temps, els GRB han d’enviar aquesta energia força col·limada, és a dir, amb feixos direccionals, com si es tractés d’una llanterna enfocada. La raó, segons els càlculs que s’han fet sobre l’alliberament d’energia d’un GRB típic, és que si l’emissió es produís de forma simètrica i esfèrica, en totes les direccions, es necessitaria l’equivalent a cent mil supernoves explotant en un sol minut!

El fet que els GRB emetin direccionalment fa que des de la Terra tan sols puguem detectar aquells que enfoquen més o menys cap a nosaltres. En altres paraules, n’hi ha d’haver moltíssims més, d’aquests fenòmens, dels que veiem des del nostre planeta.

A pesar dels avenços, però, encara desconeixem moltes coses sobre els GRB, com per exemple quin és exactament l’esdeveniment que els produeix. Tenim sospites, és clar, però encara no confirmades. I una de les més robustes, de sospites, apunta a un tipus extraordinari de supernova, anomenat hipernova.

Una hipernova és la mort d’una estrella amb tanta massa que en el moment del col·lapse neix un forat negre al seu interior abans fins i tot que la resta de l’estrella (les seves capes més externes) s’adonin que l’astre es desploma. Els estudis i les simulacions que s’han fet mostren que l’emissió d’energia alliberada en una hipernova seria perfectament compatible amb allò que detectem.

A més de l’escenari de les hipernoves, actualment els astrònoms creuen que hi podria haver més orígens addicionals, i un dels que ha començat a guanyar pes en aquesta línia de pensament és la fusió entre dues estrelles de neutrons.

Veient com de potents són aquests esdeveniments, ja et pots imaginar quines serien les conseqüències per a qualsevol món ubicat massa a prop d’un GRB que, a més, tingués la mala fortuna de trobar-se en el camí de les emissions direccionals de l’explosió. Els científics pensen que estaríem parlant d’una esterilització completa a una distància aproximada de 6.000 anys llum!

Ara la pregunta és… quantes explosions d’aquest tipus es produeixen a la Via Làctia? Doncs les estimacions en preveuen una per cada milió d’anys aproximadament.

Tot i que aquesta xifra et pot semblar elevada si tens en compte els més de quatre mil milions d’anys de vida que té la Terra, t’haig de recordar que per estar greument afectat t’has de situar en la direcció del feix de radiació. Això, juntament amb el fet que les dimensions de la nostra galàxia sobrepassen amb escreix els 6.000 anys llum que marquen el llindar del perill (ja he explicat que la Via Làctia té uns 100.000 anys llum de diàmetre aproximadament), fa que les probabilitats d’esterilització per sort no siguin gaire grans.

Fa uns paràgrafs deia que una de les grans extincions massives de la història podria haver tingut la causa en l’explosió d’una supernova relativament propera. Doncs, per no ser menys, actualment un fenomen GRB és un dels principals sospitosos d’un altre dels cinc grans cataclismes que ha patit la Terra: l’extinció ordoviciana (de fa 440 milions d’anys). Podria haver estat un GRB relativament proper, prou proper per provocar una catàstrofe a escala planetària, però no tant per esterilitzar la Terra.

Això dels GRB és ben bé com comprar butlletes per a una rifa. És allò de «a mi no em toca mai», però el cert és que a algú li acaba tocant. El problema, a més, és que no podem estar segurs de si ja ens ha tocat, aquesta rifa. Perquè una hipernova ja ens podria haver enviat el seu flaix destructor des d’una distància de 2.000 anys llum, posem per cas. La radiació gamma estaria corrent cap a nosaltres a tota velocitat (la de la llum!) i no ho sabríem fins que arribés. I en un instant es podria acabar tot.

Excepte l’extinció massiva que hem comentat, i potser alguna més de caràcter menor que pugui ser atribuïda a un GRB, la sort sembla haver estat de part nostra al llarg de tota la història del planeta. La sort que no ens toqui la grossa del sorteig.

Aquesta fortuna torna a estar, en gran part, fonamentada per la finestra temporal en què vivim i també pel lloc que habitem. Els estudis que s’han fet sobre els GRB porten a la conclusió que aquests fenòmens eren força més freqüents en el passat, quan la Via Làctia era jove, i també més nombrosos a les parts centrals de la galàxia.

Per exemple, estudis publicats l’any 2016 indiquen que en tota la vida de la Via Làctia la freqüència de GRB que han tingut lloc a la part més central de la galàxia és vint cops més elevada que la que correspon a la distància a què es troba el Sistema Solar. Tanmateix, aquesta freqüència, aplicable a la regió on vivim, hauria disminuït almenys un 30% amb el pas del temps fins als nostres dies.

Si la natura havia de fabricar un lloc per plantar-hi la llavor de la vida, no podia haver triat millor moment ni millor lloc dins la Via Làctia. De la mateixa manera, cal esperar que les màximes probabilitats que existeixi vida desenvolupada es concentrin en zones similars de les galàxies, allunyades del centre i resguardades de les concentracions d’estrelles massives, i que hagin aparegut quan la galàxia hoste ja hagi deixat enrere l’esbojarrada adolescència i es trobi en una fase de plàcida maduresa.

LES CLAUS DE LA VIDA

› Ens trobem en un lloc perfecte: la Terra, amb els altres objectes del Sistema Solar, és a una distància del centre de la Via Làctia que l’allunya de les regions més denses i empaquetades amb estrelles, on els esdeveniments catastròfics són més freqüents.

› Ens vam formar en un moment perfecte: els esdeveniments catastròfics, com ara les explosions supernoves, eren força més habituals en el passat remot, quan la nostra galàxia era molt més jove i abans que es formés el Sistema Solar.

› No tenim, en el nostre veïnat proper, agrupacions d’estrelles massives, ni cúmuls estel·lars, que puguin posar en perill la vida a la Terra impactant-la amb la radiació energètica i el bombardeig de rajos còsmics provinents d’una supernova.

› Coneixem un altre esdeveniment extraordinàriament perillós per a la vida: els GRB (ràfegues de rajos gamma). De la mateixa manera com passa amb les supernoves, aquests fenòmens eren més freqüents en el passat i a prop del centre galàctic.

› Tot i això, simplement per probabilitats, en el passat el nostre planeta ha hagut de rebre el cop de supernoves i de fenòmens GRB. Tenim raons per sospitar que alguna de les cinc grans extincions massives, i segurament unes quantes de les extincions menors, que hi ha hagut durant la història de la Terra han estat provocades per aquests esdeveniments. Afortunadament, i a pesar de causar extincions, les distàncies que ens han separat d’aquestes bombes han estat suficients per evitar una esterilització completa del planeta.

108. Seria equivalent a la cara que posaríem nosaltres traslladats a un futur en què s’hagués certificat l’existència de més universos? Un motiu més per ser humils, no descartar que podríem estar habitant un de molts cosmos, i evitar-nos així aquestes cares que tan malament ens farien quedar.

109. Els anglosaxons tenen un divertit, i alhora efectiu, recurs mnemotècnic per recordar la seqüència: «Oh, Be A Fine Guy, Kiss Me» (‘Oh, sigues bon noi, fes-me un petó’).

110. En realitat, diem que és una G2, ja que a més de donar una lletra als astres els assignem una xifra del 0 al 9 per subdividir encara més les agrupacions per temperatura (així, una G2 té una temperatura superficial de 5.800 K).

111. Fixem-nos que ens referim a temperatures superficials, perquè és justament la temperatura que hi ha a la part més externa de l’estrella, anomenada fotosfera, la que genera el color que podem observar i analitzar des de la Terra. Evidentment, les temperatures superficials de les estrelles són força més baixes que les que regnen a l’interior, que són sempre superiors als milions de graus. Això passa simplement pel refredament del plasma a mesura que ens allunyem del centre cap a l’exterior de l’astre.

112. De quin color és la pantalla del despertador que tens a la tauleta de nit? Blau? Potser et convindria una renovació.

113. Això és exactament el mateix que passa amb les nostres ciutats. Com aguanta, el símil de les ciutats aplicat a les galàxies!

114. De l’anglès «Gamma Ray Bursts», o ràfegues de rajos gamma.

UN LLOC PER A LA VIDA

En la primera secció del llibre explicava que jugàvem fort, al tot o res. Segons com es construís l’univers, ja no calia ni pensar en la vida, perquè no existiria cap cosa.

Però un cop hem establert les bases d’un cosmos perfecte per a la vida, hem ara d’entendre què necessita, aquesta vida, per aparèixer i progressar. I molt en especial aquí, a la Terra, perquè és l’únic indret habitat que coneixem.

Quan parlem de vida, és senzill extrapolar-ho involuntàriament i pensar en humans. Sens dubte, els humans ens trobem al cim de l’evolució que s’ha desplegat al nostre planeta durant més de 3.500 milions d’anys, i quan observem amb perspectiva tots els factors que han permès la nostra existència ens agafa vertigen. Ens fan pensar en l’enorme fortuna que tenim d’estar aquí, i en les baixes probabilitats que tots aquests elements essencials hagin pogut tenir lloc en altres indrets de la galàxia.

En la introducció del llibre comentava que molts pensem que la vida elemental podria ser abundant allà fora. Certament hem d’admetre que no sabem com s’ho fa, la natura, per fabricar vida, i no tenim encara resposta per explicar com va aparèixer per primer cop al nostre propi planeta. Però la realitat és que encara ara estem descobrint a la Terra organismes que prosperen en unes condicions que ens semblaven impossibles fa tan sols unes desenes d’anys, la qual cosa ens indica que la vida és molt més resistent, adaptable i capaç de prosperar del que ens podíem pensar.

Durant la dècada dels anys setanta del segle passat es van descobrir, a les zones geotermals del Parc Nacional de Yellowstone, als Estats Units, microbis capaços de tolerar temperatures properes als 100 °C, un fet inesperat i que trencava els estàndards existents fins a aquell moment.

Tan gran va ser la sorpresa que els biòlegs es van posar a localitzar altres indrets al món, considerats massa extrems perquè la vida s’hi obrís camí, i els van explorar amb els seus instruments. Els descobriments de noves formes de microorganismes capaços de viure en aquells entorns es van anar succeint, i així va aparèixer la denominació d’extremòfils.

La presència d’organismes extremòfils es va confirmar fins i tot a les profunditats de les crestes oceàniques, a força quilòmetres sota la superfície del mar, on el magma calent del mantell crea corrents ascendents de líquids per sobre dels 400 °C que ràpidament es refreden fins als 80 °C. Allà, a més de temperatures molt altes, hi ha una pressió que es considerava prohibida per a la vida, i per acabar-ho d’arreglar no hi arriba la llum, de forma que aquests extremòfils aconsegueixen les fonts d’energia necessàries per al seu metabolisme a través de processos totalment diferents als que empren la gran majoria d’organismes que coneixem.

L’any 1993, dos científics americans, John Baross i Jody Deming, van predir que l’interior del planeta podia estar literalment viu, bullint amb tipus d’organismes extremòfils capaços de suportar temperatures de fins a 150 °C. La seva predicció es confirmava experimentalment poc després mitjançant l’anàlisi de material extret en perforacions profundes.

Actualment, la ciència creu que hi podria haver més quantitat de biomassa a l’interior de la Terra que tota la que existeix en superfície (incloent els oceans)!

Tots aquests descobriments han trencat motllos. Han caigut els límits de temperatura i de pressió que havíem imposat a la vida, i també ha caigut el concepte d’habitabilitat tal com es tenia entès.

Les conseqüències són immenses. Llocs a l’univers que deixaríem per impossibles podrien perfectament estar habitats per formes de vida bàsica. Planetes allunyats de la seva estrella, sense a penes flux de llum, podrien amagar extremòfils sota la superfície, alimentats per sals minerals de les roques i per l’escalfor dels interiors i la desintegració de components radioactius (com passa a l’interior de la Terra). També podrien amagar vida els satèl·lits al voltant de planetes gegants, que generarien energia interna gràcies a la interacció gravitatòria amb el planeta mare.

El fet que els primers organismes apareguessin molt aviat a la Terra és un altre dels factors que podria indicar-nos que la vida seria ubiqua al cosmos. Els registres més antics de què disposem ens diuen que ja existien microorganismes com a mínim fa 3.600-3.800 milions d’anys, tan sols uns 600 milions d’anys després de la formació del planeta.

En aquesta secció del llibre veurem com funciona el mecanisme de formació planetària, i descobrirem que els processos que van tenir lloc al gran disc de material del qual va néixer el Sistema Solar van ser molt violents, amb xocs continus que van formar el planeta Terra i que el van deixar inicialment en un estat extremadament calent i fos.

Es van necessitar uns quants milions d’anys perquè el caos regnant en aquell sistema solar infant es dissipés. I quan es posa tot en perspectiva, s’arriba a la conclusió que la vida va sorgir tan aviat com va poder. De seguida que les condicions ho van permetre. Si és realment així com va passar, és fàcil extrapolar el concepte a altres mons, i pensar que la natura fabrica vida més fàcilment del que sospitàvem.

Els extremòfils i la ràpida aparició dels primers organismes a la Terra rebaixen de forma extraordinària les limitacions que havíem imposat a la vida i ens obren, mai més ben dit, la perspectiva d’un univers viu. I, encoratjats per aquesta esperança, en els anys vinents ens disposem a explorar llocs del nostre Sistema Solar a la recerca de confirmacions.

En particular, Mart es configura actualment com el món més prometedor pel que fa a la investigació astrobiològica.¹¹⁵ Fa anys que l’explorem amb robots que ens han permès conèixer un passat marcià humit i amb temperatures més similars a les nostres. Aquests robots, eminentment geòlegs, han preparat el camí per a la propera generació de ginys biòlegs que aterraran al planeta vermell.

A pesar de les esperances que tot això comporta, de no sentir-nos sols en un univers tan immens, el cert és que hem de tocar de peus a terra quan ens interessem per entendre la progressió de la vida des de les seves formes més elementals cap a organismes molt més complexos i avançats evolutivament.

Certament, les plantes i els animals superiors som, comparats amb el món microbià, uns veritables miracles de la natura. Els requeriments que tenim aquests organismes més complexos per tirar endavant són força més exigents que els que necessiten els extremòfils i, en general, la majoria d’éssers vius més simples. Fins on sabem, aquí no hi ha gaire tolerància pel que fa a factors com ara la temperatura, la pressió, o la manca d’atmosfera.

En els capítols que segueixen anirem repassant alguns dels elements que han fet de la Terra un lloc habitable per a les plantes i els animals superiors, i veurem que aquests factors constitueixen una combinació guanyadora però que podria ser extraordinàriament difícil de replicar.

En el camí de la vida fins als humans hi han tingut un paper determinant esdeveniments com ara el regal d’una aigua que no hi era, el fet de tenir la mida perfecta per mantenir el planeta calent i fer funcionar cicles tectònics amortidors del clima, o la fabricació d’una atmosfera i d’un camp magnètic que actuen com a escuts protectors de les partícules letals que arriben de l’espai.

És més, cataclismes casuals, provocats per enormes impactes o per episodis de vulcanisme descontrolats, han netejat el camí fins a nosaltres, els mamífers, en un macabre joc d’una increïble precisió quirúrgica que ha esporgat algunes espècies vives per afavorir-ne d’altres.

Fins a quin punt és raonable pensar que la vida desenvolupada, en especial la que anomenaríem intel·ligent, pot haver aparegut en altres indrets de la galàxia?

Pels més optimistes les xifres hi juguen a favor. Només a la nostra galàxia poden existir bilions de planetes, i coneixem milers de milions d’altres galàxies. Es fa difícil admetre que la nostra civilització estigui sola.

Però també hi ha investigadors que postulen la possibilitat que la solitud dels humans sigui una realitat. Són els defensors de la hipòtesi de «la Terra rara»,¹¹⁶ que si bé no neguen categòricament l’existència de formes de vida desenvolupades al cosmos, prediuen que podrien ser tan escasses que, a tots els efectes, viuríem aïllats.

Siguem optimistes o no tant, ens podem considerar afortunats. Afortunats per tot el que ha succeït en aquest racó de cel i que ens ha dut fins aquí. En la lectura dels capítols que segueixen estarà permanentment present la reflexió que vincula l’existència dels humans a la cadena d’esdeveniments que han tingut lloc a la Terra.

Si en la primera part del llibre no ens atreviríem a modificar res del delicadíssim equilibri entre els paràmetres fonamentals de l’univers per por d’impedir l’existència de la vida, ara faríem bé de no renunciar a res del que ha passat aquí per temor de vetar la presència d’organismes altament desenvolupats com nosaltres.

115. Molt recentment Venus ha guanyat protagonisme a partir de l’impactant anunci, fet el setembre de 2020, de la detecció de fosfà als núvols alts del planeta, un compost que alguns científics consideren que podria estar associat a l’activitat de cert tipus de microorganismes. Tot i això, es tracta d’una detecció polèmica i no confirmada per altres grups de científics.

116. De l’anglès «Rare Earth».

6

La batalla que va crear un planeta ideal

Anteriorment hem vist com la natura va preparar les peces de la partida: la creació del temps i la del mateix univers, amb les partícules i forces que el governen. També les estrelles, les fàbriques d’elements químics.

Milers de milions d’anys després d’aquest començament, tot estava preparat per als moviments que conduirien al clímax del joc: la formació del nostre planeta, amb unes condicions perfectes perquè la vida hi pogués aparèixer i progressar de forma espectacular.

I no tan sols la vida elemental, sinó també el que anomenem vida complexa o evolucionada.

Al llarg dels propers capítols navegarem per aquesta impactant part de la nostra història, i començarem pel mateix naixement de la Terra, fa un xic més de 4.500 milions d’anys.

Així va començar el Sistema Solar

Són moltes les dificultats que ens trobem quan intentem conèixer com va ser el passat del Sistema Solar.

Per una banda, els objectes que hi habiten, començant pel nostre planeta, han sofert nombroses transformacions durant milers de milions d’anys que han quasi esborrat les pistes del seu naixement.

Per altra banda, el primer planeta que orbita una estrella similar al Sol no el vam descobrir fins a l’any 1995, i malgrat que des de llavors hem acumulat en el catàleg d’exoplanetes vora quatre mil objectes, a penes en sabem res, més enllà d’òrbites, masses i mides (i en molt pocs casos coneixem aquests tres paràmetres alhora).

La reconstrucció de la formació del Sistema Solar és un veritable treball d’encaix minuciós de diferents peces d’informació observacionals. Per sort, algunes d’aquestes informacions es troben fàcilment al nostre abast. És el cas, per exemple, de la disposició que observem dels planetes, amb els de composició rocosa en òrbites interiors, i els gegants gasosos i després gelats en trajectòries exteriors.

Però altres pistes, resulta que fonamentals, les hem d’anar a buscar lluny i amb esforç. Així, ens hem llançat a explorar asteroides i cometes, i a recollir-ne mostres, per entendre com era la composició primitiva del Sistema Solar, ja que aquests objectes vagabunds, a diferència dels planetes, es conserven tal com eren quan els primers components sòlids es van començar a agregar.

No fa pas gaire que hem aconseguit desvelar les escenes que s’amaguen al darrere d’algunes de les maternitats d’estrelles més properes, nebuloses que espien els potents ulls dels nostres telescopis de llum infraroja i radiotelescopis, dins de les quals hem descobert sistemes planetaris en formació.

En aquest cas, igual com passa amb les estrelles i l’estudi de la seva vida, la força de les xifres ens va a favor. Com més sistemes planetaris en formació detectem, més fotogrames aconseguim per anar completant una seqüència temporal que dura milions d’anys i que, d’aquesta forma, podem comprimir en tan sols uns pocs anys d’observació.

Però, sens dubte, un dels instruments més importants que tenim per a l’estudi del nostre passat no són ni els telescopis ni les naus. Les cada cop més refinades i potents simulacions d’ordinador ens permeten veure com, davant dels nostres ulls, es despleguen els mecanismes que formen planetes al voltant de les seves estrelles.

Aquests complicats programes informàtics, que s’han convertit en imprescindibles, s’alimenten de les dades i els paràmetres observacionals, i en els darrers anys han anat evolucionant d’una forma impactant.

Però a pesar d’aquesta revolució tecnològica, que té el suport de l’extraordinari desenvolupament de les capacitats de càlcul, són encara moltes les peces del puzle que ens falten, i per tant hem de jugar a estimar paràmetres, com per exemple la densitat i viscositat del disc de material que es va formar al voltant del Sol i que va donar lloc als planetes que avui coneixem. Aquests paràmetres els introduïm a les simulacions, una i altra vegada, per observar-ne els resultats i comparar-los amb la situació actual del Sistema Solar.

Comencem el relat de la formació dels planetes, i de la Terra, just després del naixement de la protoestrella, el projecte de Sol, tal com l’he explicat en un capítol anterior.

Recordem que, degut a causes diverses, una nebulosa es fragmenta en grumolls que, per efectes gravitatoris, comencen a caure sobre si mateixos. El material, bàsicament hidrogen i heli, contaminat amb les deixalles de la mort de generacions anteriors d’estrelles, forma un gran disc, que adquireix un moviment de rotació i s’aplana. Al centre, la densitat de material va augmentant, així com la temperatura, i forma la llavor de la nova estrella. La resta de disc serà el terreny de batalla on es formaran els planetes.

El disc protoplanetari (aquest és el nom que rep) està format inicialment per gas, elements volàtils i sòlids. Com ja he comentat, el gas és hidrogen i heli, en una proporció aproximada de 3 a 1, tots dos components formats en el Big Bang. El material que anomenem volàtil es troba, en funció de la temperatura, en estat gasós o sòlid, en forma de gel. Es tracta de substàncies com ara l’aigua, el metà, l’amoníac, o el monòxid i diòxid de carboni. Finalment, reservem el qualificatiu de sòlids per a minúsculs grans de pols, de mides inferiors al mil·límetre, formats essencialment pels precursors del que després seran roques, com ara òxids de silici i metalls.

En el nostre cas tots aquests components volàtils i sòlids hi eren degut a l’afortunat fet que en aquest racó de l’univers hi havien viscut i mort estrelles, alguna de molt més massiva que el Sol. Abans parlava de contaminacions per referir-me a tot allò que no és ni hidrogen ni heli, ja que representava menys d’un 1% del contingut del disc protoplanetari. Però per a nosaltres, els humans, i també tots els altres organismes, la clau de la vida està justament en aquests residus.

La temperatura del disc variava en funció de la distància a la protoestrella, és a dir al centre. En les zones més exteriors, el material del disc es trobava força fred, aproximadament entre 50 i 100 K (és a dir, entre −220 i −170 °C), la qual cosa permetia que la major part dels components volàtils estiguessin presents en fases sòlides com a gels.

En canvi, més a l’interior del disc la temperatura era més alta i feia que els materials volàtils, com l’aigua, estiguessin en estat gasós, i per tant exposats a ser escombrats ràpidament per la potent radiació i el vent estel·lar del jove i fogós Sol.

Per tant, les regions més properes al Sol es van quedar ràpidament sense gasos ni elements volàtils, que sí que es van poder acumular a partir d’un determinat llindar, en què tant les temperatures com la menor influència de l’acció solar ho permetien. En concret, anomenem línia del gel la frontera a partir de la qual l’aigua va poder estar present en forma sòlida.

De forma molt simplificada, el procés de formació dels planetes es va fer a partir de l’agregació del material del disc.

Hi ha un consens generalitzat dins la comunitat científica que el primer planeta a néixer va ser Júpiter, que es va formar més enllà de la línia de gel i per aquesta raó va poder acumular molt material gasós i volàtil. On no hi ha tant consens, però, és en com va ser aquest procés de formació del planeta gegant, ja que tenim dos possibles models que lluiten per imposar-se l’un sobre l’altre.

En un dels models, la gravetat actua d’una manera similar a com ho va fer en la nebulosa original, i crea una espècie de grumoll de gas que creix ràpidament i es fragmenta de la resta del disc. En l’altre model, es produeix en primer lloc una agregació de material sòlid que forma un nucli, al voltant del qual es comença a concentrar el gas per atracció gravitatòria.

En qualsevol cas, Júpiter es va formar amb grans quantitats de gasos disponibles (els mateixos que componen el Sol) i va quedar enllestit en a penes deu milions d’anys. És molt possible que en paral·lel al creixement de Júpiter es formessin els altres planetes gasosos i de gel del Sistema Solar, és a dir Saturn, Urà i Neptú.

Mentre tot això passava, la resta del nou Sistema Solar era un veritable caos. Les micropartícules sòlides havien començat a agregar-se lentament, iniciant un procés de creixement que les va fer passar de mides submil·limètriques a roques.

Aquest procés, anomenat acreció, el tenim ben estudiat i simulat, però tot i això encara amaga alguns detalls que no acabem d’entendre del tot. Per exemple, sabem que la rotació del disc no era homogènia: mentre que els components sòlids intentaven girar tal com obliguen les lleis keplerianes, el gas que encara quedava en les primeres etapes de l’acreció presentava un moviment de gir un xic més lent, degut a les diferències de pressió que havien d’existir entre capes contigües d’aquest gas. Això hauria d’haver frenat, d’una manera lenta però inexorable, les pedres i roques que es formaven a la part més interior del Sistema Solar i les hauria d’haver enviat totes en espirals de mort cap al Sol.

Però, evidentment, sabem que això no va passar, perquè tenim planetes com la Terra! Per tant, algun mecanisme que encara no coneixem va permetre que el procés d’acreció seguís el seu curs i les roques augmentessin de massa fins a convertir-se en planetesimals, el nom que emprem per referir-nos a les llavors dels objectes del Sistema Solar, tant dels planetes rocosos com dels milions d’asteroides i cometes que han sobreviscut fins a l’actualitat.

Estimem que, passats uns pocs milions d’anys, el contingut gasós del disc de material s’havia dissipat quasi completament. Els planetes gasosos i de gel estaven formats, i la resta del Sistema Solar era un gran conjunt de milions de planetesimals. Alguns d’aquests objectes, els que més tard acabarien donant lloc als planetes rocosos, van seguir creixent gràcies a xocs entre ells, i van crear objectes molt més grans anomenats embrions.

L’heroi que va guanyar una lluita a vida o mort

Era una batalla a vida o mort. Els impactes devien ser brutals.

Algunes d’aquestes col·lisions van fragmentar els objectes, degut a l’energia que es desprenia, segons la velocitat relativa del xoc i l’angle d’incidència. Però afortunadament molts dels impactes van provocar agregacions més que fragmentacions, cosa que s’anava convertint en més probable a mesura que els embrions augmentaven de massa.

Si ho pensem uns moments, els planetes actuals són els supervivents d’aquella colossal batalla. La Terra va resultar ser un dels gladiadors vencedors. Va superar cada una de les batalles, en aconseguir menjar-se l’oponent i créixer. El nostre heroi, a més, va quedar ubicat a una distància perfecta (per a nosaltres) de la seva estrella, en una zona coneguda com a habitable.

Paga la pena aclarir què vol dir aquest concepte d’habitabilitat, ja que serà un terme recurrent en el que queda de llibre. En astronomia, el terme habitable aplicat als planetes té unes implicacions profundes, però molt menys espectaculars, d’entrada, del que el nom semblaria indicar.

En concret, les zones habitables de les estrelles són les regions d’aquell sistema solar on les temperatures permetrien que, en un planeta on hi hagués aigua, aquesta pogués ser líquida en superfície. Per tant, quan llegeixes en titulars la descoberta d’un nou exoplaneta habitable no has de pensar pas en rius, boscos i papallones. La denominació d’habitable tan sols t’indica que el planeta es troba a una distància tal de la seva estrella que l’aigua podria ser líquida… si n’hi hagués, és clar.

En aquest punt és convenient tornar a posar sobre la taula la distinció entre formes bàsiques i elementals de vida i organismes superiors, el que aquí a la Terra anomenaríem plantes i animals, simplement perquè el nostre pensament sobre la importància de ser un planeta de categoria habitable ha anat canviant amb el temps.

Si bé fa anys consideràvem l’habitabilitat d’un planeta una condició prèvia indispensable per a la vida, en aquests moments, i quan encara ens estem sorprenent davant la capacitat que tenen certs microorganismes de sobreviure en condicions extremes al nostre propi món, relaxaríem força aquesta condició.

Sí, la vida elemental, senzilla, podria perfectament aparèixer i tirar endavant en indrets fora completament de les zones d’habitabilitat de les seves estrelles. Per què no tenir en compte aquesta opció? Fins i tot acceptant que l’aigua és un requeriment imprescindible, els extremòfils podrien tenir-hi accés ben per sota de la superfície, com podria estar passant al satèl·lit de Júpiter Europa, aprofitant l’escalfor generada per friccions gravitatòries.

Aquesta relaxació del concepte d’habitabilitat no sembla tan factible, però, si parlem d’organismes superiors, molt més desenvolupats. Sense negar categòricament la possibilitat contrària, sí que ens sembla que l’existència d’aigua líquida en superfície és, com a mínim, un element altament facilitador. Per aquest motiu, el concepte d’habitabilitat entès des del punt de vista astronòmic segueix tenint la seva importància, i els científics especialitzats en astrobiologia continuen perseguint l’objectiu de localitzar tants planetes a la zona habitable de les seves estrelles com sigui possible.

Júpiter: de salvador a malvat i de nou a salvador

El relat de la formació planetària que acabem de veure no és més que una gran simplificació del model que hem construït i que, tot s’ha de dir, s’ha demostrat un xic ingenu. Perquè hi ha tot un seguit de problemes, alguns considerables, que converteixen el model en forçosament inexacte.

Per exemple… per què Mart és tan petit? Totes les simulacions que hem fet apunten que Mart hauria hagut de tenir una mida molt més gran, potser fins i tot similar a la Terra. O, també, per què el cinturó d’asteroides, una gran regió entre Mart i Júpiter, conté tan poca massa? Sí, allà hi ha milions d’objectes, d’asteroides, però en conjunt sumen a penes un 4% de la massa de la Lluna, i això tampoc no quadra gens amb les simulacions.

Per acabar-ho d’enredar, en la nostra recerca d’exoplanetes, és a dir de planetes que orbiten altres estrelles, hem descobert planetes gegants gasosos que orbiten molt a prop de la seva estrella. Com és possible, si havíem dit que els planetes gasosos es formen a les regions externes dels discos protoplanetaris?

Però si hi ha un problema, i dels grossos, en el model de formació dels planetes explicat fins ara, és el de l’aigua: la Terra hauria de ser un lloc erm i quasi totalment sec! I això simplement pel fet que, tal com hem vist anteriorment, el contingut d’aigua a la part interior del disc era mínim.

De manera que els nostres models han hagut d’evolucionar per tal de poder donar resposta a aquestes qüestions: a la de Mart, al problema dels asteroides, a la troballa de planetes gasosos incòmodament a prop dels sols, i a la d’una Terra humida. I la clau sembla estar en la migració dels grans planetes de gas.

Creiem que, degut a interaccions amb el disc de gas, els planetes gasosos poden abandonar els seus llocs de naixement i desplaçar-se cap a l’interior dels sistemes planetaris. Aquestes migracions, ja t’ho pots imaginar, tornen a crear el caos i desestabilitzen fortament tot el sistema.

En el cas del nostre Sistema Solar, el moviment de Júpiter podria haver pertorbat el creixement de Mart, quasi buidat el cinturó d’asteroides i, atenció, portat l’aigua a la Terra.

Durant molt de temps, els models científics majoritàriament creien que Júpiter havia tingut un paper protector de la Terra (i dels altres planetes interiors) al llarg de la història del Sistema Solar. Com que té tanta massa (unes 318 vegades la del nostre planeta), és normal pensar que el gegant del sistema planetari ha actuat com un imant, atraient multitud d’asteroides i de cometes que han acabat xocant contra Júpiter.

Però a mesura que el nostre relat sobre la formació i el desenvolupament posterior del Sistema Solar ha anat avançant, ens hem trobat amb una sorpresa que no esperàvem: si algun paper ha tingut Júpiter és el de malvat!

Poc després de formar-se, Júpiter podria haver migrat cap a la part més interior del jove Sistema Solar, creant el caos i desplaçant multitud d’objectes del seu lloc original de naixement. Deixaré els detalls de com creiem que va ser aquesta migració per més endavant, en el capítol dedicat a l’aigua. Però queda apuntat que, si es confirma l’excursió de Júpiter, ell seria el principal culpable de la majoria de grans impactes que va rebre una Terra en formació.

I això no tan sols va passar durant els primers temps del Sistema Solar. El paper desestabilitzador de Júpiter podria haver funcionat de forma continuada, desviant periòdicament objectes que mantenien òrbites estables i poc conflictives, fins al punt que hi ha científics que no descarten en absolut que, per exemple, el cometa que ens va impactar fa 66 milions d’anys i que va extingir els dinosaures hagués estat pertorbat per Júpiter i enviat cap a la Terra en trajectòria de col·lisió.

De totes maneres, quan un ho reflexiona una mica s’adona que, en realitat, de malvat res. Poc importen les intencions de Júpiter. El més rellevant per a nosaltres són els resultats. I, en aquest sentit, no ens podem pas queixar, perquè simplement som aquí.

Algú s’atreviria a canviar algun esdeveniment catastròfic del passat? Jo no ho faria, ho trobaria altament imprudent. Seria com jugar a la ruleta russa. Els impactes que ha rebut la Terra, provinguin de l’acció de Júpiter o no, han estat els necessaris per situar-nos aquí i ara.

Bilions d’exoplanetes

De moment, retornant a la batalla entre embrions de planetes, ens podríem preguntar com de freqüent és que sobrevisquin mons rocosos situats en zones habitables de les seves estrelles, com ara la Terra.

En altres paraules, és el nostre planeta una espècie rara? Un producte exòtic dins les dinàmiques de formació de planetes? Potser un fenomen molt poc probable, extraordinàriament afortunat?

Per contestar aquesta qüestió podem recórrer a les evidències observacionals. Als ulls dels nostres telescopis més potents.

Actualment, la humanitat ha descobert prop de quatre mil exoplanetes, una xifra que va augmentant ràpidament amb el progrés de les nostres tecnologies de detecció. La gran majoria d’aquests descobriments es fan de forma indirecta: les distàncies que ens separen d’altres estrelles són tan enormes que a penes rebem la seva afeblida llum. Per tant, res de poder observar el planeta, i no ens queda més remei que inferir la presència d’exoplanetes a partir de l’estudi de l’estrella.¹¹⁷

Un dels mètodes es basa a detectar el diminut balanceig que presenta l’astre quan un planeta l’orbita i es mou d’una banda a l’altra. En alguns casos afortunats, podem mesurar directament el balanceig de l’estrella, cosa que fem amb telescopis espacials capaços de fixar-se, amb una extraordinària precisió, en la posició dels astres en qüestió. Però en la majoria d’ocasions, en què el moviment és tan delicat que no som capaços d’observar-lo, recorrem a l’efecte Doppler: la llum de l’estrella es desplaça lleugerament cap al vermell quan el balanceig fa que l’estrella es mogui allunyant-se de nosaltres, i després la llum es desplaça cap al blau quan l’astre torna a apropar-se.

I encara un altre mètode de detecció es basa en l’observació de petitíssimes caigudes periòdiques en la intensitat de la llum de l’estrella degudes al pas d’un planeta pel seu davant respecte a la nostra línia de visió.

Els mètodes descrits s’anomenen, respectivament, astromètric (mesurar la posició de l’estrella), velocitat radial (fer l’estudi de l’efecte Doppler de la seva llum) i trànsit (detectar la circulació d’un planeta davant del disc de la seva estrella). Cadascun ens proporciona una determinada informació sobre l’exoplaneta, com ara el seu període orbital (i la distància a la seva estrella), la massa o la dimensió. Vull tornar a destacar el fet que amb cap dels mètodes descrits podem veure directament el planeta, i en deduïm la presència pels efectes que produeix sobre la seva estrella.

El primer gran descobriment en aquest camp es va anunciar l’any 1995. Dos astrònoms suïssos, Michel Mayor i Didier Queloz,¹¹⁸ van detectar, mitjançant el mètode de la velocitat radial, un exoplaneta al voltant d’una estrella similar al Sol anomenada Pegasi 51, a uns cinquanta anys llum de distància. Es tractava d’un Júpiter calent, en concret d’un planeta aproximadament cent cinquanta cops més massiu que la Terra i que girava al voltant de l’estrella en tan sols quatre dies. Aquella fita va marcar l’inici d’un cada cop més fructífer període en què els descobriments s’han disparat.

Les primeres deteccions incorporaven, però, un biaix observacional a tenir en compte. Les tecnologies eren força immadures, i això provocava que fos molt més senzill descobrir la presència de grans planetes, i addicionalment en trajectòries orbitals properes a les estrelles. La raó és ben simple: aquest tipus de planetes provoquen efectes en les seves estrelles molt més notables que els planetes més petits en òrbites llunyanes.

Aquest biaix vindria a ser similar al que tindries si volguessis estudiar la raça humana tancat dins una habitació que tan sols tingués una finestra. Al veure passar persones a través de la finestra, podries arribar a l’errònia conclusió que tots els humans són adults i alts, quan en realitat el mètode d’observació de què disposes t’estaria amagant la presència d’infants o de persones més baixes que simplement passarien per sota de la finestra.

D’aquesta forma, el primer catàleg d’exoplanetes es va anar omplint de júpiters calents, i també de neptuns. És a dir, de planetes massius. Afortunadament, els astrònoms eren perfectament conscients del biaix, i sabien que a mesura que progressessin els instruments i la nostra capacitat de detecció començaríem a descobrir planetes de tipus rocós, potser fins i tot similars a la Terra.

I així va ser. A poc a poc el catàleg es va poblar de planetes de totes les mides. Bona prova d’aquesta progressió en les capacitats de detecció la donen les dades següents: després de tan sols cinc anys de funcionament del telescopi espacial Kepler, especialitzat en la detecció de trànsits d’exoplanetes,¹¹⁹ l’any 2014 el nombre de mons de mida similar a la Terra s’havia incrementat en un 400% respecte dels que es coneixien abans, mentre que els planetes gegants havien augmentat només en un 2%.

Aquest augment espectacular en la detecció de planetes de tipus Terra va venir acompanyat de projectes d’investigació específics, que tenien com a principal objectiu la troballa de «versions 2» del nostre planeta, és a dir, planetes rocosos, de mida similar i ubicats a la zona d’habitabilitat de les seves estrelles.

Per tal d’augmentar les possibilitats de trobar-ne, alguns dels projectes s’han centrat en l’anàlisi d’estrelles petites, les anomenades nanes vermelles. Perquè, per començar, sempre serà més fàcil detectar els efectes induïts per un planeta si l’estrella és poc massiva (es balancejarà més, o li veurem disminuir un xic més la llum quan el planeta transiti pel davant). I, en segon lloc, resulta que les nanes vermelles són les estrelles més nombroses de la galàxia, de manera que les possibilitats de localitzar planetes propers es dispara si ens centrem en aquest tipus d’astres menys massius que el Sol.

Precisament, l’any 2016 un dels projectes de detecció ens va proporcionar una sorpresa força espectacular, quan el grup liderat per l’astrofísic català Guillem Anglada-Escudé, llavors a la universitat Queen Mary de Londres, va anunciar el descobriment d’un planeta a la zona habitable de l’estrella més propera a nosaltres (després del Sol, lògicament). Petitíssimes variacions Doppler en la llum de Proxima Centauri, una nana vermella a 4,3 anys llum de distància, van delatar la presència d’un planeta un xic més massiu que la Terra i on la radiació de l’estrella havia de donar lloc a temperatures similars a les nostres.

Es podria pensar que el fet que al sistema planetari més proper hi hagi justament un planeta semblant a la Terra (almenys semblant pel que fa a massa i a distància de la seva estrella) demostraria que les Terres han de ser abundants. Però el cert és que a penes disposem de dades per poder construir una estadística fiable.

En el moment d’escriure aquest llibre, de tots els exoplanetes descoberts, només un xic més de vint són Terres que orbiten a la zona habitable de la seva estrella!¹²⁰ A més, com és natural la majoria giren al voltant de nanes vermelles, conseqüència alhora de la seva abundància però també de la nostra preferència per aquest tipus d’astres per la facilitat de detectar planetes que els orbitin.

Però aquesta preferència per les nanes vermelles té un inconvenient si volem trobar planetes de debò similars al nostre. I és que els astrofísics no tenen del tot clar que els planetes que viuen al costat de nanes vermelles ho tinguin fàcil per ser llocs propicis per a la vida desenvolupada.

Les nanes vermelles, com correspon a qualsevol estrella poc massiva, tenen vides llarguíssimes, que es mesuren en desenes o fins i tot centenars de milers de milions d’anys, i això està molt bé. Però els processos físics que hi tenen lloc les doten d’una personalitat força irascible.

Sabem que presenten una intensa activitat en forma de fulguracions i grans ejeccions de massa, i que escombren el seu voltant amb emissions de partícules i radiació que no són gaire compatibles amb la vida (almenys amb la que coneixem).

A aquesta dificultat s’hi suma que, com que es tracta d’estrelles poc massives i força fredes (comparades amb el Sol, és clar), les seves zones d’habitabilitat es troben molt properes a l’astre. És a dir, en el cas que tinguin planetes en zona habitable, aquests es trobaran en òrbites molt internes, sota el poderós efecte de les emissions, dels esternuts de l’estrella.

I no sols això, sinó que una òrbita tan propera segurament comportarà que la rotació del planeta hagi quedat sincronitzada amb el seu moviment orbital, de manera que sempre ensenyarà la mateixa cara a l’estrella. Aquest és un altre fenomen que potser no agrada gens ni mica a la vida, ja que provoca enormes diferències de temperatura, amb un hemisferi permanentment il·luminat i l’altre eternament a les fosques.

En definitiva, per poder estimar la probabilitat que estrelles similars al Sol tinguin planetes similars a la Terra els científics han de recórrer a elaborats estudis estadístics, que combinen l’experiència acumulada en les tasques de detecció amb complexos programes de simulació. Els resultats que s’obtenen varien lleugerament entre autors, i també es van afinant amb el pas del temps.

Si considerem dos extrems de les estimacions, un de conservador i un altre d’optimista, obtindríem que entre un 8 i un 18% de les estrelles semblants al Sol tindrien planetes rocosos de massa similar a la Terra que orbiten en zona habitable.

Aquesta xifra augmentaria considerablement si s’hi afegeixen els planetes rocosos un xic més petits i una mica més grans que el nostre. Per exemple, alguns estudis apunten que si s’inclouen mons que tinguin entre el 50 i el 150% de la massa terrestre, la probabilitat pujaria a un percentatge entre el 42 i el 66%, és a dir que, segons això, aproximadament la meitat de les estrelles de tipus solar haurien de tenir planetes rocosos en zona habitable.

Les dades anteriors ens indiquen que la formació de planetes rocosos a distàncies òptimes de les seves estrelles no seria pas un fenomen estrany i exclusiu del nostre Sistema Solar. Una altra cosa ben diferent, però, és que en aquests mons remots s’hagin donat les circumstàncies que han coincidit a la Terra i que l’han convertida en un paradís per a la vida, circumstàncies que estem a punt de descobrir en els capítols següents.

LES CLAUS DE LA VIDA

› El nostre planeta és el guanyador d’una lluita a vida o mort que va tenir lloc a l’inici del Sistema Solar, quan milions de petits objectes xocaven i s’agregaven. Pocs van ser els supervivents que van assolir la mida de planeta.

› La Terra va quedar ubicada dins la coneguda com a zona d’habitabilitat del Sol, una regió en què les temperatures permeten que l’aigua sigui líquida en superfície.

› Orbitem una estrella de mida mitjana, que té una vida llarga i un caràcter dòcil. Les estrelles més massives tenen vides curtes, i per altra banda les estrelles més petites (i abundants) a la galàxia, les nanes vermelles, són força més actives, amb ejeccions de massa i fulguracions, la qual cosa pot ser perjudicial per al desenvolupament de vida complexa als seus planetes. A més, les zones habitables de les nanes vermelles es troben en zones molt més interiors, cosa que agreuja l’exposició dels planetes a les emissions de l’estrella.

› Júpiter, el primer planeta que es va formar al Sistema Solar, ha tingut un paper important en els impactes d’asteroides i cometes contra la Terra. Alguns dels grans xocs que ha patit el nostre planeta podrien haver estat afavorits pel planeta gegant. I l’aigua podria haver arribat a la Terra gràcies als impactes provocats per la desestabilització que Júpiter va induir en el Sistema Solar poc després de la seva formació.

117. Tenim algunes excepcions notables en què els telescopis més avançats, i en les condicions d’observació més exigents, poden observar directament el diminut punt del planeta. En el moment d’escriure aquest llibre és el cas de vint-i-tres exoplanetes.

118. Aquests dos astrònoms van ser els guanyadors del Nobel de física força anys després, el 2019.

119. El telescopi espacial Kepler es va enlairar l’any 2009, i va significar un abans i un després en la detecció d’exoplanetes. Tot i que l’instrument va deixar de ser operatiu a finals de 2018, encara ara el seu llegat és la referència obligada. En el seu full de serveis s’inclouen més de 2.700 exoplanetes. Actualment, el Kepler ha estat substituït per telescopis espacials més avançats que seguiran revolucionant aquest àmbit de l’astronomia, com ara el TESS (NASA) o el Cheops (ESA).

120. Com que hi ha diverses definicions, i estimacions, sobre els límits de les zones habitables de les estrelles, la xifra de planetes en zona habitable varia en funció de la font consultada, però en qualsevol cas es tracta d’una xifra encara molt petita.

7

El regal de l’aigua

Qui ho diria! La Terra és un dels llocs més secs que hi ha al Sistema Solar!

Quan contemples les fotografies del nostre preciós planeta fetes des de l’espai, el primer que probablement et crida l’atenció és la coloració blava, tacada amb els blancs dels núvols. És la bola blava, la bala de l’aigua, de la vida. I és que gran part de la superfície de la Terra està coberta per aquest element líquid.

Però en realitat la Terra té molt poc contingut d’aigua quan se la compara amb altres indrets del Sistema Solar, com per exemple alguns satèl·lits de Júpiter i de Saturn.

La raó d’aquesta pobresa es deriva directament del moment de formació del planeta, un procés que va tenir lloc a la part interior del disc protoplanetari, on les temperatures i l’efecte del vent solar i la radiació van fer que els components volàtils, com l’aigua, fossin molt escassos.

És sorprenent que poques coses sabem del nostre propi planeta. Explorem altres mons, com Mart, i enviem sondes a llocs recòndits del Sistema Solar, però encara ara som incapaços de contestar qüestions fonamentals sobre la Terra. I un d’aquests enigmes, totalment rellevant per a la vida, és com s’ho va fer la natura per portar a la Terra la poca aigua que hi ha.

En aquest capítol veurem algunes de les hipòtesis que tenim sobre aquest assumpte, de les quals la més consolidada apunta a una pluja d’objectes, asteroides rics en gel d’aigua, cap a l’interior del Sistema Solar. Aquests objectes es van agregar al planeta que s’estava acabant de formar, i el resultat va ser l’oasi que tenim l’enorme fortuna d’habitar.

El líquid de la vida

Si hi ha un element que associem immediatament amb la vida, aquest és, sens dubte, l’aigua.

Tots en vam aprendre la fórmula a l’escola, H₂O, probablement l’única fórmula química que molts són capaços de recitar de memòria.

Pràcticament tot al nostre voltant ens recorda que vivim al planeta de l’aigua. Tenim, per exemple, la composició del nostre cos, o del de qualsevol altre ésser viu, que conté per sobre del 60% d’aigua. O les enormes extensions dels mars i oceans, que cobreixen més d’un 70% de la superfície de la Terra.

Certament, no entenem la vida sense l’aigua. Almenys per al nostre esquema de vida, el que s’ha desenvolupat a la Terra i del qual deriven tots els organismes vius que han existit al planeta, l’aigua és essencial.

I sent tan vital com és, la presència de l’aigua a la Terra amaga un gran misteri que la ciència encara està intentant resoldre, perquè, tal com he indicat anteriorment, segons els models més raonables de formació planetària l’aigua hauria d’estar absent de la Terra.

Però abans no expliqui com s’ho va fer el nostre planeta per carregar-se d’aigua, és important que entenguem què és el que fa d’aquest compost un element tan especial, i que ens preguntem si podria haver-hi molècules que, en altres indrets, poguessin suplantar el paper de l’aigua i desposseir-la del qualificatiu d’imprescindible.

Si haguéssim de destacar la funció més vital que l’aigua desenvolupa en relació amb la vida, seria la seva capacitat per dissoldre substàncies; tant és així que a l’aigua se l’ha anomenat el dissolvent universal. En efecte, és un extraordinari dissolvent, un fet que permet que les substàncies dissoltes puguin reaccionar entre elles i alimentar, així, el metabolisme cel·lular.

Resulta relativament fàcil entendre aquest paper tan fonamental de l’aigua. Qualsevol reacció química es basa en la cessió o compartició d’electrons. El que anomenem enllaços, que es formen en les reaccions químiques, no són més que lligams entre àtoms on el cordill són els electrons. I els àtoms tenen tendència a captar més electrons per tal de completar els seus estats energètics, que s’enllacen amb altres àtoms que justament, per tal d’assolir estats energètics favorables, volen cedir electrons.

Potser el més clàssic dels exemples és la sal comuna, el clorur sòdic, un compost molt estable degut justament al fet que l’àtom de clor vol un electró més i el sodi està encantat de cedir-l’hi. Hi ha altres tipus d’enllaços químics que no són tan extrems, en què els components comparteixen, més que cedeixen, electrons (és el cas de la majoria d’hidrocarburs i substàncies orgàniques).

Però en qualsevol cas, ja sigui cedint o compartint electrons, normalment es necessita un mitjà on les reaccions químiques puguin progressar. I el mitjà per excel·lència és l’aigua (especialment per al primer tipus d’enllaços comentats, els que es basen en la cessió d’electrons).

L’aigua fa que, quan una substància s’hi troba dissolta, els seus components siguin molt més propensos a crear enllaços nous, és a dir a compartir o cedir electrons. Per exemple, si agafes uns grams de bicarbonat i els barreges amb cristalls d’àcid tànnic, no observaràs cap efecte en absolut. Però tan bon punt hi afegeixis aigua, la mescla reaccionarà i començarà a bullir, en un vistós procés que desprendrà una gran quantitat de bombolles de CO₂.

Així, doncs, després d’haver vist el paper que té l’aigua com a facilitador de la química de les substàncies, queda clara la vinculació d’aigua i vida si tenim en compte que el que anomenem metabolisme no és més que el conjunt de reaccions químiques que tenen lloc en un organisme viu.

Una altra funció de l’aigua: la seva capacitat per dissoldre una enorme diversitat de substàncies la converteix en un magnífic vehicle de transport. El plasma humà està compost en un 90% per aigua, i això permet que la sang flueixi pel nostre cos repartint nutrients i distribuint enzims i hormones.

En volem una altra, de funció? Doncs de vegades l’aigua no només fa de dissolvent, sinó que pren partit directe en les reaccions metabòliques.

Un dels casos més espectaculars és el de la fotosíntesi, el procés que permet que moltes espècies vegetals generin oxigen i l’alliberin a l’atmosfera per permetre la respiració de tots. La reacció química que sustenta la fotosíntesi requereix aigua com a combustible, que es combina amb CO₂ per fabricar glucosa i alliberar, com a subproducte, l’oxigen.

Finalment, i per si tot això no fos prou, l’aigua també té un paper estructural fonamental. L’interior de les cèl·lules conté aigua, i la pressió que exerceix el líquid permet mantenir la consistència de l’estructura cel·lular. I les membranes de les cèl·lules també depenen de l’aigua per complir les seves funcions, ja que estan fetes de fosfolípids, compostos que s’orienten d’una forma determinada en presència d’aigua, la qual cosa li permet a la vida construir parets que mantenen protegits els interiors cel·lulars.

Suplents de l’aigua?

El fet que sense aigua no entenguem la vida planteja una de les preguntes més usuals quan es parla d’aquest tema: com podem estar segurs que, en altres indrets de l’univers, la vida no haurà trobat una manera per desenvolupar-se que no depengui de l’aigua? I la resposta és ben senzilla: no, no en podem estar segurs! En altres paraules, aquesta eventualitat és possible. Per exemple, en determinades condicions de pressió i temperatura, potser l’amoníac líquid podria fer algunes de les funcions necessàries per a un model de vida exòtic.

Certament, ens esforcem per cercar aigua a Mart tot seguint la pista de la vida, però això no és perquè neguem altres possibilitats, altres formes de vida, impensades per nosaltres, que no requereixin l’aigua. És, simplement, perquè l’únic model de vida que coneixem no s’entén sense l’aigua, i és lògic que aspirem a trobar rèpliques similars a prop nostre.

De vegades ho explico de la manera següent. Imaginem que entrem en un casino a jugar a la ruleta de la recerca de vida, i disposem tan sols d’una fitxa (aquesta fitxa representa els nostres limitats recursos, o el nostre limitat coneixement). On l’apostem? L’opció més sensata serà apostar-la a l’aigua. Perquè si més no, en la nostra pobríssima estadística, almenys coneixem un indret al cosmos on l’aigua és imprescindible. De les altres múltiples i possibles opcions d’aposta no en sabem res de res (i recorda que tan sols tenim una fitxa).

En aquesta aposta anem un xic més segurs amb la cobertura que ens donen les xifres i les probabilitats. Resulta que l’hidrogen és, com molt bé sabem després d’haver-ho apuntat extensament als primers capítols del llibre, l’element químic més abundant a l’univers, ja que representa prop del 75% del contingut de la matèria ordinària. Per la seva part, l’oxigen, l’altre component de l’aigua, és el tercer element químic més abundant a la natura, per darrere de l’heli, que és el segon.

Aquest fet, el de les abundàncies relatives, a més de l’extraordinària afinitat química que tenen oxigen i hidrogen per unir-se, fan que la presència d’aigua en qualsevol dels seus estats sigui comuna dins el nostre Sistema Solar.

Per exemple, alguns dels satèl·lits de Júpiter i de Saturn, sent molt més petits que la Terra, tenen molta més aigua que el nostre estimat planeta; l’aigua gelada és molt abundant fins i tot a Plutó, i cometes i asteroides contenen grans quantitats de gel d’aigua que formen part de la seva estructura. I fora del Sistema Solar, els nostres instruments detecten fàcilment la presència de radicals hidroxil (un ió carregat elèctricament i format per un àtom d’hidrogen i un d’oxigen), precursors de l’aigua.

Fixem-nos que aquesta exposició és molt similar a la que he fet quan parlava del carboni com a element essencial per a la vida. Llavors ens plantejàvem la possibilitat que, per exemple, el silici pogués suplantar el carboni en altres llocs de l’univers. El raonament de la gran abundància del carboni respecte del silici ens feia concloure que, sense poder descartar pas la possibilitat, seria d’esperar que la vida tingués certa preferència per emprar carboni, ateses les seves magnífiques propietats per formar llargues cadenes i la disponibilitat que hi ha a la natura d’un element que es troba en la quarta posició (precisament darrere de l’oxigen) en abundància.

De totes maneres, com sempre quan es parla de l’univers, la humilitat és una bona companya. I per aquest motiu farem bé de tenir la mentalitat oberta pel que fa a la possibilitat, per més remota que ens pugui semblar, que en altres indrets d’un cosmos que és immens existeixin formes de vida que no depenguin de l’element líquid.¹²¹

Aprofito per aclarir que la presència d’aigua seria obligada per a la vida tal com la coneixem, però que aquesta presència no implica necessàriament vida! Com veurem en els capítols següents del llibre, han estat molts els factors que han hagut de coincidir al nostre planeta perquè hi aparegués la vida. El fet que a Mart hi hagués grans quantitats d’aigua líquida fa uns 3.800 milions d’anys, en forma de llacs i rius, no vol dir pas que hi hagués vida.

Ha de ser líquida

Fins ara, en diferents parts del relat he anat introduint una altra característica que és fonamental per a la vida: l’aigua ha d’estar en estat líquid si volem que pugui complir les funcions tan bàsiques i necessàries que explicàvem.

Probablement ara mateix deus estar pensant en aquesta darrera condició, la que diu que l’aigua ha de ser líquida, recordant com canvien les seves fases amb la temperatura. En condicions normals de pressió, tots hem après que l’aigua pura es congela als 0 °C i bull als 100 °C exactament.¹²² I és que l’aigua, al nostre planeta, és líquida gràcies a una combinació de factors, entre els quals la temperatura n’és el principal.¹²³

Tal com hem dit anteriorment, la temperatura a la Terra és idònia degut al fet que ens trobem dins la zona d’habitabilitat del Sol, ni prou a prop perquè els oceans s’evaporin ni prou lluny perquè es congelin (tot i que, com veurem més endavant, necessitem l’efecte hivernacle natural de l’atmosfera per obtenir les temperatures idònies).

Un origen sec

Un cop hem discutit la importància de l’aigua i el seu paper difícilment suplantable, ens disposem ara a intentar contestar la gran pregunta: com va aparèixer l’aigua al planeta?

Es tracta d’un enigma que la humanitat encara no ha pogut resoldre definitivament. Un fet, aquest, que és com a mínim sorprenent atesa l’enorme rellevància de l’assumpte.

En el relat sobre la formació del nostre Sistema Solar hem vist com l’agregació de material, en el procés d’acreció, va donar lloc als planetesimals, i com alguns van seguir col·lisionant, especialment a la part més interior del disc protoplanetari, per formar els embrions dels planetes. També parlava de com els primers planetes a néixer van ser els gasosos, en concret Júpiter. I presentava les grans incògnites que els models estàndard de formació planetària no acabaven de resoldre: per què Mart és tan petit, com és que el cinturó d’asteroides és tan pobre en contingut, com s’explica que haguem descobert exoplanetes que són gegants gasosos i que orbiten tan a prop de les seves estrelles, i, sobretot, què ha fet que la Terra tingués aigua.

Perquè, efectivament, la formació del nostre planeta a la part interna del disc protoplanetari l’hauria d’haver privat de contingut hidratat, ja que els materials més volàtils del disc, inclòs el gel d’aigua, es van desplaçar ràpidament més enllà cap a zones exteriors, al darrere del llindar que batejàvem amb el nom de límit del gel.

Aquest escenari de privació, com ja he comentat anteriorment, contrasta amb l’abundància de l’aigua en molts altres objectes del Sistema Solar que van tenir l’origen més enllà de la línia del gel.

Obtenir un inventari de l’aigua existent al nostre planeta no és trivial, ja que a part dels oceans, llacs i rius hem d’incloure la que existeix a l’interior de la Terra, especialment sota el mantell (i, segons alguns autors, el nucli del planeta també podria incloure quantitats apreciables d’aigua).

Els estudis que s’han fet només ens poden oferir aproximacions per al total d’aigua a la Terra, i a pesar de les disparitats entre alguns d’aquests estudis, en podem treure en comú un límit inferior, una quantitat mínima, que se situaria al voltant del 0,05% respecte de la massa terrestre (d’aquesta xifra, més o menys la meitat correspondria a l’aigua que hi ha en superfície). Ja veiem que, fins i tot acceptant que ens poguéssim haver equivocat del doble, seguiríem parlant d’un planeta força sec!

Anem a les comparatives.

L’aigua representa aproximadament ni més ni menys que un 50% de la massa de Ganimedes i de Cal·listo, satèl·lits de Júpiter. En números absoluts, això vol dir que aquestes llunes tenen entre vint i trenta cops més aigua que tota la que té la Terra! Fins i tot el satèl·lit també jovià Europa, considerat força sec per ser una lluna de Júpiter, tindria un contingut d’aigua equivalent al 8% de la seva massa.

La Terra també perd de carrer la comparació amb Tità, el principal satèl·lit de Saturn, que podria tenir un xic menys del 50% de la seva massa en forma d’aigua. I si anem als cometes, el desequilibri és dramàtic, ja que la majoria d’aquests objectes poden contenir fins a un 80% d’aigua en la seva composició! Evidentment, el fet que tots aquests objectes es formessin en parts més externes del disc protoplanetari va permetre que accedissin a reserves molt superiors de components hidratats.

A pesar d’aquesta pobresa en aigua, ens podem considerar enormement afortunats, perquè la Terra hauria d’estar encara molt més buida d’aigua, quasi seca. I per tal de resoldre el misteri de l’aparició de la poca aigua que tenim, els científics han hagut de recórrer, entre d’altres, a una tasca detectivesca sortosament facilitada per la natura.

Qui ens va regar?

La base d’aquesta anàlisi és el fet que no tota l’aigua és idèntica! No, no estic parlant pas d’impureses dissoltes, sinó que l’aigua pura no sempre és igual, i és com si estigués marcada amb una etiqueta de procedència.

Per entendre-ho, revisem de nou la composició química de l’element líquid: H₂O, dos àtoms d’hidrogen i un d’oxigen. Ara bé, com ja saps després del que hem explicat en el capítol sobre l’origen dels elements químics, els àtoms es presenten a la natura amb diverses modalitats, que anomenem col·lectivament isòtops.

Recordaràs que el segon isòtop més abundant de l’hidrogen és l’anomenat deuteri (D). El deuteri segueix sent un hidrogen en tota regla, amb les mateixes propietats químiques, ja que té també un sol protó (si en tingués dos deixaria de ser hidrogen per passar a ser heli) i un sol electró. Però, addicionalment, té un neutró lligat al protó del seu nucli atòmic. Per aquesta raó, el deuteri és una mica més pesat que la forma bàsica d’hidrogen. I com que té les mateixes propietats químiques que aquest, també es combina fàcilment amb l’oxigen per formar aigua, només que és una aigua un xic més pesada.

En qualsevol mostra d’aigua, independentment de la seva procedència, et trobaràs mesclades quantitats d’H₂O i de D₂O. Per exemple, en l’aigua oceànica del nostre planeta, la proporció és de quinze parts d’aigua pesada per cada cent mil d’H₂O. Però el més interessant és que aquesta proporció entre hidrogen i deuteri és lleugerament diferent en funció de l’origen de l’aigua, del lloc de procedència.

Així, no té la mateixa abundància relativa de deuteri una mostra d’aigua procedent d’un cometa que la d’un asteroide. I aquest fet, com deia abans, és com disposar d’una mena de certificat d’origen. Si som capaços de mesurar aquesta proporció de deuteri en mostres d’aigua de diferents procedències dins el Sistema Solar podrem disposar d’una pista importantíssima per poder saber com va arribar l’aigua a la Terra.

La teoria està molt bé, però ja et pots imaginar que no es tracta d’una tasca gens senzilla. Per una banda, l’anàlisi en remot de l’aigua d’objectes com ara cometes o asteroides presenta grans dificultats. Per l’altra, el sentit comú ens diu que, al llarg de la història del Sistema Solar, l’aigua existent al nostre planeta haurà patit modificacions, és a dir, que serà una mescla d’aigua de diferents orígens, simplement pel fet que, fos quina fos la font original, l’aixeta ha seguit rajant posteriorment en forma, per exemple, d’impactes de cometes o asteroides, que hauran afegit a la barreja la seva pròpia aigua.

Com a possibles solucions a aquestes dificultats, per a l’estudi de diferents aigües podem recórrer als meteorits que cauen a la Terra, ja que molts són fragments d’objectes que es van formar en els primers instants del Sistema Solar. També han estat de gran ajuda les sondes que hem enviat a cometes i asteroides, algunes de les quals han aconseguit llegir l’etiqueta de l’aigua de l’objecte destí. És el cas de la nau japonesa Hayabusa 2, que ens ha portat a la Terra mostres minerals de l’asteroide Ryugu. I l’americana OSIRIS-REx ha recollit roques de la superfície d’un altre asteroide, Bennu, i ens les està duent per ser analitzades.

I pel que fa a la dificultat d’escatir els diferents orígens de l’aigua terrestre, podem fer suposicions raonables, a partir, per exemple, de l’estudi de mostres d’aigua que resideixen sota el mantell del nostre planeta, ja que amb molta probabilitat aquesta aigua provindrà de la font principal i original, i estarà menys contaminada per altres aigües que puguin haver aterrat posteriorment.

Així doncs, qualsevol hipòtesi que intenti explicar l’origen de l’aigua a la Terra ha de poder donar resposta satisfactòria a l’empremta hidrogen/deuteri, i ha de quadrar amb un model de formació del Sistema Solar que expliqui també les qüestions de Mart, el cinturó d’asteroides, i els júpiters calents en altres estrelles. Un puzle complex, que algunes de les teories aconsegueixen superar tan sols parcialment.

És el cas del model més bàsic, que diu que potser els planetesimals, i després els embrions, que van formar la Terra, tot i estar força secs, incorporaven de fàbrica prou material hidratat per dotar al nostre planeta de la mica d’aigua que té.

Però aquesta aproximació topa de front amb importants dificultats, com ara el fet que els meteorits que provenen de les parts més internes del Sistema Solar són exageradament secs i amb prou feines hi ha contingut d’oxigen en la seva composició, i sembla difícil pensar que haguessin pogut contribuir significativament a l’inventari d’aigua de la jove Terra. A més, la proporció de deuteri respecte a l’hidrogen d’aquests objectes tampoc quadra en absolut, ja que és uns sis cops més baixa de la que trobem al nostre planeta.

El pas següent seria pensar que la Terra va ser capaç de fabricar la seva pròpia aigua. Això s’hauria aconseguit a través de la interacció química entre una primera atmosfera, composta per l’hidrogen que encara pogués quedar de la fase inicial de formació planetària, i òxids metàl·lics, en particular de ferro, exposats pel magma que devia cobrir per complet un planeta molt calent després de les col·lisions entre els embrions.

La crítica principal a aquesta hipòtesi és que tot plegat hauria d’haver succeït de forma molt ràpida, abans que es dissipés del tot el gas de l’interior del disc protoplanetari i, amb ell, hagués desaparegut l’hidrogen lliure. Això significaria que el procés de formació de la Terra i de la seva aigua s’hauria d’haver completat en bastant menys de 10 milions d’anys, una xifra que no encaixa ni per aproximació amb les seqüències esperades de cap dels models de què disposem. La proporció de deuteri respecte a l’hidrogen tampoc no quadraria.

En qualsevol cas, recordem que estem seguint la pista de l’origen primari de l’aigua, és a dir, del mecanisme principal, i és natural pensar que els processos descrits fins ara, a pesar de les seves carències, devien contribuir, ni que fos mínimament, a regar el nostre planeta.

Aigua extraterrestre

Si descartem la captura i la fabricació inicial com a fonts principals d’aigua, haurem de convenir que ens va venir de fora. En aquesta línia s’enfoquen les altres hipòtesis que la ciència té sobre la taula. I de totes, com ara veurem, en destaca una, que sembla capaç de donar resposta a totes les qüestions plantejades.

El primer origen extern que se’ns pot acudir són els cometes. Ja he comentat que aquests cossos tenen un elevat contingut d’aigua gelada en la seva composició, i també sabem que la Terra, igual que els altres planetes interiors del Sistema Solar, ha patit grans impactes, impactes que per fortuna ara són excepcionalment rars, amb freqüències d’un cada desenes de milions d’anys, però que devien ser molt habituals quan encara regnava el caos.

Inicialment, la possibilitat que l’aigua vingués dels cometes semblava molt prometedora, ja que les primeres dades que es van aconseguir de l’aigua de dos cometes mostraven una molt bona coincidència amb la terrestre pel que fa a la proporció D/H. Però tot es va anar complicant a mesura que obteníem registres de més cometes, en especial del 67P/Txuriúmov-Herassimenko, visitat l’any 2014 per la sonda europea Rosetta, amb una aigua que conté valors tres cops superiors de contingut de deuteri. Aquesta discrepància ens ve a dir que no disposem de prou dades estadístiques per extraure conclusions fiables.

Però, sens dubte, el principal obstacle que presenta el model de l’aigua cometària es troba en els càlculs que indiquen que el nombre de cometes necessaris per portar-nos l’aigua hauria d’haver estat massa elevat i difícil d’acomodar dins dels models teòrics que tenim.

Una altra possibilitat seria que Júpiter en especial, i també Saturn, haguessin desestabilitzat amb el seu creixement el disc protoplanetari, i haguessin enviat cap al seu interior planetesimals formats més enllà de la línia del gel. Les simulacions d’ordinador, però, tenen dificultats per aconseguir generar prou aigua a través d’aquest mecanisme.

Però hi ha un refinament d’aquestes simulacions que, emprant Júpiter i Saturn com a peces d’escacs, sembla encaixar força bé. Segons aquest model, efectivament, hi hauria hagut una desestabilització del disc protoplanetari, però creada per la migració dels gegants gasosos primer cap a l’interior, i després de nou cap a l’exterior.

Aquesta hipòtesi, coneguda amb el nom de Grand Tack (el gran viratge, en referència al canvi de direcció sobtat de les embarcacions), sosté que, degut a inestabilitats en el disc de material, un cop Júpiter ja estava format, però abans no s’haguessin creat els planetes rocosos, el gegant es va anar movent cap a òrbites molt més properes al Sol.

En concret, el model estima que Júpiter podria haver arribat a endinsar-se fins a 2 o fins i tot 1,5 unitats astronòmiques,¹²⁴ venint de les 3,5 (que és la distància actual), i en només uns 100.000 anys. En aquest moviment, el planeta hauria creat un gran embolic al conjunt de planetesimals que s’interposaven en el seu pas, molts dels quals haurien estat enviats cap a l’interior del disc.

L’altre gegant de gas del nostre Sistema Solar, Saturn, l’hauria seguit en una migració similar, però molt més ràpida, completada en pocs centenars d’anys, la qual cosa va acabar de desordenar grans regions del disc.

L’aturada de la migració cap a l’interior s’hauria produït quan l’apropament de Saturn el va col·locar en una òrbita sincronitzada amb la de Júpiter, un fenomen que anomenem ressonància gravitatòria i que dona una gran estabilitat a la parella. El model preveu una ressonància de 2:3, que significa que per cada dues revolucions que Júpiter feia al voltant del Sol, Saturn en completava tres.

Finalment, de forma més lenta i com si es tractés d’un sistema lligat, els dos colossos van tornar a migrar cap a l’exterior per anar a ocupar les posicions aproximades que tenen actualment. Per descomptat, allò va provocar una nova pluja d’objectes cap a l’interior.

El model del gran viratge pobla de planetesimals rics en components volàtils l’interior del Sistema Solar, i assegura una aportació d’aigua més que suficient per a una Terra que es formaria més tard. A més, elimina gran part del material original que ocupava la zona compresa entre les òrbites actuals de Júpiter i Mart, de manera que el planeta vermell va tenir pocs recursos per créixer, i dona lloc a un cinturó d’asteroides força empobrit.

I completa la seva carta de presentació amb una explicació més que raonable sobre l’existència de júpiters calents al voltant d’altres estrelles, planetes gasosos formats en regions externes i que migren cap a l’interior. De fet, des que l’any 2011 es va formular la primera versió d’aquesta hipòtesi, s’ha avançat força en la comprensió de com funcionen els mecanismes de migració dels planetes gasosos provocats per la interacció amb el disc protoplanetari, i actualment es creu que es tracta de fenòmens freqüents.

I què hi ha de la proporció deuteri/hidrogen? Doncs el model també supera la prova, ja que la composició de l’aigua que hem trobat en meteorits provinents d’asteroides anomenats carbonacis, que habiten la part més externa del cinturó i que són especialment rics en material hidratat, és molt similar a la nostra. Com hem vist, la desestabilització provocada per la migració hauria llançat grans quantitats d’aquests asteroides cap a l’interior del Sistema Solar.

Malgrat els triomfs assolits pel model, tal com està plantejat presenta els seus propis problemes: les condicions del joc haurien d’haver estat aquestes i no altres.

Per exemple, la massa del nostre Saturn és la mínima que permet que l’esquema de la doble migració funcioni, segons el que mostren les simulacions que s’han fet. Un Saturn menys massiu hauria condicionat la migració i fins i tot podria haver-la impedit, almenys parcialment.

Una altra condició perquè el gran viratge es desenvolupés és que tant Júpiter com Saturn haurien d’haver nascut amb molt poca diferència de temps.

És força probable que els dos grans planetes gasosos del nostre Sistema Solar es formessin més o menys durant el mateix període de temps, i per altra banda també és lògic pensar que si Júpiter va acumular tanta massa també ho hagués de fer Saturn.

Per tant, les condicions de partida que necessita el model del gran viratge no són del tot extraordinàries. Però sí que ens resulten un xic incòmodes perquè, tal com he repetit en altres seccions del llibre, la ciència es troba més còmoda amb models que no depenguin d’una tria tan precisa de paràmetres inicials. Per aquest motiu, considerem que encara ens queden peces per descobrir i encaixar dins el relat de l’origen de l’aigua a la Terra.

De totes maneres, i a falta dels refinaments sobre el model descrit que de ben segur aniran arribant en els anys vinents, sembla bastant clar que la major part del component més significatiu i essencial per a la vida, l’aigua, seria un veritable tresor, un regal arribat en forma de pluja externa, segurament portada per asteroides gràcies al caos creat per un seguit de moviments entre planetes.

En aquest sentit, m’agrada explicar que estem formats per aigua extraterrestre. Literalment, és aigua vinguda de fora, que es va incorporar en les darreres fases de la formació del nostre món.

I si les nostres sospites són certes, sense un ball sincronitzat entre Júpiter i Saturn, executat de forma magistral i en unes condicions idònies, no tindríem aigua, amb prou feines. No tindríem vida.

Hi ha altres oasis?

Ja hem vist que l’aigua és un component força present en el cosmos, com a resultat de la combinació de dos factors clau: l’abundància de l’hidrogen i de l’oxigen, i la seva afinitat per enllaçar-se. En realitat, no cal allunyar-se gaire de la Terra per trobar llocs riquíssims en aigua, com els satèl·lits dels grans planetes gasosos del Sistema Solar.

A pesar d’aquesta abundància, al llarg del text anterior hem descobert l’enorme fortuna que tenim de posseir aigua a la Terra, ja que tot sembla indicar que quasi no n’hi hauria d’haver. Per tant, la qüestió que ens interessa contestar és si el nostre cas és únic. Si aquesta fortuna és una probabilitat entre milions.

En aquesta qüestió, ens trobem amb dues visions contraposades, cadascuna de les quals carregada d’arguments.

La visió optimista és potent, i ens diu que hi ha molts escenaris que, en altres sistemes solars, farien que els planetes amb aigua fossin nombrosos. Per desenvolupar aquesta línia de pensament ens serà útil agrupar els tipus de planetes que hi pot haver segons la mida i la composició.

En primer lloc, tenim planetes grans i poc densos, gasosos, similars al nostre Júpiter, habitualment amb masses per sobre de les deu terres. Aquest grup inclouria els urans i neptuns, tot i que en aquest cas el seu contingut, almenys al Sistema Solar, és clarament diferent al de Júpiter i Saturn, ja que tenen més proporció justament de gel d’aigua. Un subgrup de la categoria anterior són els anomenats júpiters calents, planetes grans i gasosos però que orbiten força a prop de les seves estrelles.

Una altra categoria de planetes és la de les superterres, mons amb masses entre la de la Terra i fins a deu cops superior. I aquí és on la cosa es posa interessant, ja que dins aquest gran rang de masses ens podem trobar diferències considerables quant a densitat. I el valor de la densitat no deixa de ser una pista importantíssima per tal d’inferir quina és la composició dels mons remots.

Així, existeixen planetes de baixa densitat, cosa que ens indicaria la presència majoritària de components gasosos. Són planetes que serien miniversions dels planetes gasosos gegants. També identifiquem superterres força denses, suficientment denses per delatar-ne la composició rocosa. I, entremig, planetes amb densitats sospitoses que només podríem explicar considerant una gran presència d’aigua, tanta que no descartem que siguin mons completament oceànics.

Evidentment, tenim també terres i subterres, planetes de mida similar al nostre i més petits (com ara Mart o Mercuri). De la mateixa manera que amb la categoria de superterres, alguns representants dins aquesta categoria podrien ser riquíssims en aigua.

I com es carregaria un planeta d’aigua? Tot el que hem vist en aquest capítol ens dona les pistes per contestar aquesta pregunta.

Per començar, pot ser perfectament possible que un planeta de composició rocosa, una terra o superterra, neixi ja de fàbrica amb molta aigua. «Molta» significaria percentatges que podrien ser fins i tot del 50% en pes! Seria el cas d’objectes formats en punts suficientment allunyats de l’estrella, més enllà de la línia de gel del seu sistema solar. En aquests mons oceànics, l’aigua es podria trobar en estat líquid sota capes de gel.

Després tenim el mecanisme de migració de planetes, és a dir, el desplaçament de cossos des dels seus llocs de naixement fins a òrbites més interiors. Sabem que aquestes migracions han de ser relativament freqüents, ja que només així podem explicar l’existència de júpiters calents.

Les migracions podrien facilitar dos escenaris (compatibles entre ells). Per una banda, podrien acostar cap a les zones habitables de les estrelles planetes rics en aigua formats en regions més exteriors i fredes. I per una altra banda, igual com creiem que va passar en el cas del nostre Sistema Solar, la migració de planetes gegants seria un mecanisme desestabilitzador, creador de caos i que faria ploure aigua cap als planetes interiors dels sistemes estel·lars a cavall d’asteroides i/o cometes rics en gel.

Fixa’t que els arguments de l’escenari positiu, pel que fa a la presència d’aigua i vida, surten reforçats tenint en compte la possibilitat que ja havia introduït anteriorment que diu que no podem descartar que la vida, en especial la que anomenem elemental, es pogués obrir camí en llocs ben diferents de la Terra, fora de la zona d’habitabilitat de l’estrella. Per exemple, a les profunditats de les masses d’aigua líquida que es podrien trobar sota les superfícies de mons congelats, oceans que existirien gràcies a l’escalfament de materials radioactius o per la fricció gravitatòria amb altres cossos.

En resum, en pràcticament qualsevol sistema estel·lar esperaríem trobar llocs amb importants masses d’aigua líquida ubicats a les zones més externes, en concret més enllà de la frontera de la línia del gel. Això inclouria els planetes exteriors i els seus satèl·lits. Addicionalment, per descomptat, existirien planetes rocosos interiors, carregats d’aigua gràcies a diversos impactes, i altres mons, alguns probablement coberts totalment per aigua, que s’haurien desplaçat des d’òrbites més exteriors.

A pesar que els arguments positius són molts, també podem posar sobre la taula, com deia, una visió molt més restrictiva, especialment pel que fa als planetes interiors propers a la seva estrella, com és el cas de la nostra estimada Terra.

Sense un ball de planetes gegants, sense la desestabilització caòtica comentada, un planeta interior a la línia de gel naixeria, i viuria, pràcticament erm i sec. Ja hem vist que, en el cas del Sistema Solar, la desestabilització que ens va carregar d’aigua va necessitar unes condicions molt determinades de Júpiter i de Saturn. Per tant, podríem imaginar multitud d’escenaris en què un planeta rocós format a la zona habitable de la seva estrella quedés privat d’aigua.

En qualsevol cas, mentre desenvolupem models teòrics i simulacions, ens esforcem per detectar aigua als exoplanetes coneguts.

Recorda, però, les enormes dificultats que representa qualsevol estudi que impliqui saber què hi ha en aquests indrets tan llunyans. Tot el que podem fer és estudiar la feblíssima llum que reflecteixen els exoplanetes, una llum que a penes detectem i que ens arriba mesclada amb la lluentor de la seva estrella, milions de vegades més potent. El que intentem trobar és l’empremta de l’aigua existent a les atmosferes planetàries, que apareixeria dins els espectres de la llum combinada que rebem.

L’any 2019, el telescopi espacial Hubble va detectar la signatura de vapor d’aigua en un exoplaneta que orbitava la zona d’habitabilitat de la seva estrella. El planeta en qüestió té el nom de K2-18b, un món més gran i massiu que el nostre (una superterra), i orbita una nana vermella a cent deu anys llum de distància de la Terra.

Aquest descobriment marca el primer dels molts que desitgem que vagin arribant durant els anys vinents.

LES CLAUS DE LA VIDA

› L’aigua compleix unes funcions essencials per a la vida tal com l’entenem. Afortunadament, els seus dos components són molt abundants a l’univers (l’hidrogen és l’element químic més comú amb diferència, i l’oxigen és el tercer) i tenen una gran afinitat per combinar-se.

› Les propietats químiques de l’aigua la converteixen en un magnífic dissolvent, i és gràcies a aquesta capacitat que poden tenir lloc les reaccions que formen el metabolisme de la vida.

› La Terra és dels llocs més secs dins el Sistema Solar. L’aigua dels oceans, dels rius i l’aigua de què estem compostos provindria dels impactes amb objectes desplaçats cap a l’interior del Sistema Solar per la migració de Júpiter i de Saturn. Si es confirma aquest escenari, es pot afirmar que estem fets d’aigua extraterrestre.

› L’escenari de migració anterior requereix unes condicions molt específiques de Júpiter i de Saturn. En concret, que els dos planetes gegants es formessin amb poca diferència temporal i una massa de Saturn suficientment elevada.

› La Terra orbita a una distància perfecta del Sol perquè l’aigua sigui líquida en superfície. L’estat líquid de l’aigua és una condició indispensable per a l’existència de la vida que coneixem.

121. En aquest sentit, en els darrers anys s’han publicat estudis sobre les propietats que tindrien masses líquides d’altres compostos diferents de l’aigua que podrien ser freqüents en alguns llocs de la galàxia. A part de l’amoníac, que ja hem comentat en el text, també s’han estudiat el metà, l’età o el nitrogen.

122. De fet, l’escala de graus Celsius es va dissenyar en funció d’aquestes dues temperatures, la de congelació i la d’ebullició de l’aigua.

123. Altres factors que afecten la fase en què es troba l’aigua són els continguts de substàncies dissoltes (per exemple, la sal dissolta en l’aigua fa que s’ampliï el rang de temperatures en què l’aigua pot ser líquida), o també la pressió.

124. Una unitat astronòmica és l’equivalent a la distància mitjana entre la Terra i el Sol (149.597.870,7 quilòmetres).

8

Benvinguda, Lluna!

Sens dubte, la contemplació de la sortida d’una gran Lluna plena per sobre de l’horitzó, en una nit serena, és una de les experiències més inspiradores que es poden tenir quan es mira el cel. I és que la seva imatge sempre ens ha portat sensacions de pau i serenor, i de nens l’hem dibuixat infinitat de vegades reflectida sobre l’aigua d’un llac enmig d’un bonic paisatge.

Els nostres ancestres la miraven i es preguntaven què eren aquelles taques fosques que formen la fisonomia de la cara visible de la Lluna. I les van anomenar mars, pensant que eren oceans. Mars que hem batejat amb noms com ara de la Tranquil·litat o de la Serenor, seguint la tradició que associa la pau al nostre satèl·lit.

Però la realitat és que quan ens remuntem a l’origen de la Lluna no hi ha res més allunyat de la serenor i la tranquil·litat. Producte del cataclisme més gran que ha patit mai la Terra, el nostre bonic satèl·lit és el recordatori d’un passat catastròfic, quan un objecte enorme que es volia convertir en planeta va desafiar la Terra i va perdre.

I que transcendental que va ser aquella col·lisió! La Lluna ha condicionat l’evolució de la vida al nostre planeta. Les marees que ha provocat han funcionat com un mecanisme que, segur, va tenir un paper fonamental en la colonització del medi terrestre per part dels organismes primitius.

Un xoc fortuït que podria perfectament no haver-se produït. Una colossal catàstrofe que ens va situar sobre aquest planeta.

Estacions gràcies a la Lluna

Si l’aigua ha estat essencial per a la vida a la Terra, estem convençuts que la Lluna també hi ha tingut un paper més que rellevant.

Per començar, la interacció gravitatòria Terra-Lluna té un gran efecte estabilitzador sobre la inclinació de l’eix de rotació terrestre. I, com bé sabem, és a causa de la inclinació de l’eix que tenim estacions de l’any, i no pas degut a la distància Terra-Sol com alguns encara creuen.¹²⁵

En efecte, el cicle estacional es produeix perquè l’angle amb què ens incideix la llum del Sol va variant a mesura que la Terra es desplaça per la seva òrbita, i varia justament perquè l’eix de rotació del planeta es troba lleugerament inclinat respecte del pla orbital.

Quan la Terra es mou al voltant del Sol, l’orientació de la inclinació de l’eix es manté invariable, i això fa que en determinats punts del recorregut un dels dos hemisferis terrestres es trobi més encarat cap al Sol, de manera que la seva llum hi arriba més vertical. Per exemple, a l’estiu de l’hemisferi nord és aquest el que es troba encarat: el dia d’entrada de l’estiu, el Sol se situa en perfecta vertical al migdia sobre el tròpic de Càncer, ubicat un xic més al nord de l’equador. En canvi, mentre és estiu al nord, l’hemisferi sud viu el seu hivern perquè rep més inclinada la insolació. Òbviament, passats sis mesos l’escenari canvia, i els hemisferis queden orientats cap al Sol de forma diferent. Quan entra l’estiu a l’hemisferi sud, el Sol cau en vertical al migdia sobre el tròpic de Capricorn, més al sud de l’equador.

La inclinació de l’eix de rotació és de 23,5 graus aproximadament, cosa que fa que les estacions es vagin succeint de forma suau. Una inclinació més gran donaria lloc a variacions molt més extremes.

Sospitem que aquest valor d’inclinació no ha estat idèntic al llarg de tota la història de la Terra, però en qualsevol cas sense la Lluna el nostre planeta tindria tendència a cabotejar com una baldufa, un comportament que mostren les simulacions que fem. En aquest cas, el cicle de les estacions seria força més radical.

La relació de la Lluna amb el nostre eix de rotació podria ser, encara, molt més íntima. No descartem que justament el fet que ens trobem lleugerament inclinats sigui conseqüència directa de l’esdeveniment catastròfic que va formar la Lluna, un xoc del qual parlaré un xic més endavant.

En general, creiem que a la vida li agraden els canvis, sempre que no siguin dramàtics, i el fet de tenir estacions sens dubte ha generat moltes oportunitats evolutives en aquest planeta. Hi ha espècies que han adaptat el seu desenvolupament o han regulat el metabolisme d’acord amb el cicle estacional, des de vegetals a insectes, i això ha provocat un procés en cadena quan formes de vida que depenien d’altres també s’han adaptat.

Què hauria passat sense estacions de l’any? No és gens forassenyat pensar que, en aquest cas, també hi hauria vida a la Terra, de la mateixa manera que també n’hi hauria amb valors diferents al de la inclinació del nostre eix de rotació. Ara bé, no és agosarat deduir que la vida hauria seguit altres línies evolutives, i segurament els humans no existiríem.

Per tant, des d’aquesta perspectiva li hem d’agrair a la Lluna la seva presència, i l’esforç que fa per mantenir el nostre planeta lleugerament tombat de costat, però no massa.

Un bon punt de comparació el podem trobar amb Mart, un planeta que no té un satèl·lit com el nostre. Actualment la inclinació de l’eix de rotació del planeta vermell és d’uns 25 graus, per tant molt similar a la Terra. Però creiem que l’eix ha estat oscil·lant desenes de graus en cicles de tan sols uns pocs milions d’anys, cosa que segur que va generar enormes tensions estacionals.

Marees de vida

Però quan parlem de la Lluna, definitivament un dels efectes més destacables de la seva acció són les marees. Terra i Lluna són dos objectes força massius l’un en relació amb l’altre, un aspecte que comentarem en detall quan ens preguntem el perquè de l’existència del nostre satèl·lit. La interacció gravitatòria entre ells és tan gran que es deformen mútuament.

El nostre planeta té masses líquides en superfície fàcilment deformables, i és així com es creen les marees dels oceans, a mesura que la Lluna va canviant de posició en la seva òrbita al voltant de la Terra.

La importància de les marees en el desenvolupament de la vida és tan gran que pensem que sense elles tot hauria canviat. Tant és així que els organismes més evolucionats, les plantes i animals, deuríem la nostra existència als desplaçaments de les masses oceàniques provocats per la presència de la Lluna.

Per començar, no es pot descartar que els bassals creats pel cicle de les marees fossin els llocs on el material orgànic simple, com els aminoàcids, es pogués començar a acumular i a estructurar per formar les proteïnes i els primers maons de la vida. Fins i tot si la vida no hagués sorgit en aquests bassals, és clar que van generar multitud d’oportunitats per al desenvolupament de les primeres espècies vives del planeta, en convertir-se en llocs on, degut a l’evaporació, es podien concentrar minerals, nutrients i altres elements essencials per al metabolisme.

I posteriorment, quan la vida ja s’havia apoderat dels entorns marins, les marees devien facilitar la migració gradual d’espècies cap al medi terrestre, fa uns 430 milions d’anys: simplement les arrossegaven, les traslladaven als bassals costaners, i després tornaven a rescatar-les cobrint-les novament d’aigua renovada.

A més, el moviment dels oceans causat per les marees també ha estat un element important en el procés d’oxigenació de les masses líquides del planeta. Quan la nostra atmosfera actual es va començar a desenvolupar i a carregar d’un preciós oxigen que havia estat inexistent, gràcies a l’acció d’organismes com els cianobacteris, les marees varen contribuir a assegurar la mescla de l’aire amb els mars, la qual cosa acabaria sent beneficiosa per a multitud de noves formes de vida que haurien d’aparèixer més tard.¹²⁶

Com descobrirem a continuació, la Lluna es va formar molt més a prop nostre del que es troba actualment. Tot i que això vol dir que les marees antigues eren espectacularment més grans, creiem que quan la vida va aparèixer per primer cop a la Terra la nostra companya ja s’havia allunyat prou perquè els efectes no fossin extrems.

En qualsevol cas, eren unes marees més potents que les d’ara, i els científics pensen que s’endinsaven quilòmetres dins de les costes, de manera que els mecanismes comentats anteriorment, beneficiosos per al desenvolupament de la vida, devien funcionar a ple rendiment.

Nascuda de les cendres d’un cataclisme

Qualsevol que faci una mica d’anàlisi del Sistema Solar s’adonarà de seguida que la parella Terra-Lluna representa una veritable raresa.

La nostra Lluna és excepcionalment gran quan es compara amb el planeta que orbita, la Terra. La seva massa representa un 1,2% de la terrestre, quan, per exemple, Ganimedes, el satèl·lit més gran de Júpiter, té una relació de massa comparada amb el seu planeta del 0,008%. Per la seva banda, Tità, la lluna principal de Saturn, representa tan sols el 0,2% en massa respecte del planeta gasós. I si viatgem cap a Urà i Neptú obtenim igualment valors que no aguanten comparacions: un 0,004% per a Titània (el satèl·lit més massiu d’Urà), i un 0,021% per a Tritó (Neptú).

El fet que els altres planetes interiors no en tinguin, de llunes, també ens hauria de fer reflexionar. I els dos que té Mart molt probablement són asteroides capturats, que sobreviuen en una òrbita poc estable que els acabarà duent a xocar contra la superfície o a fragmentar-se en uns milions d’anys més (per cert, la seva relació de massa amb el planeta roig és més d’un milió de cops menor que la de la Lluna amb la Terra).

Igualment, ens podem fixar en la quantitat de moviment de gir del sistema Terra-Lluna, que és anòmalament massa elevada. Tenim dos objectes força massius que orbiten al voltant del centre de masses comú (que, dit sigui de passada, es troba actualment a uns 1.700 quilòmetres del centre de la Terra). La Lluna completa una revolució sencera a la Terra alhora que gira al voltant seu en exactament el mateix temps (una mica més de 27 dies). I la Terra gira força ràpida, en un xic menys de 24 hores. Tot plegat, hi ha tant de moviment acumulat que si poguéssim concentrar la quantitat de gir conjunt en un sol planeta de la mida del nostre, voltaria en unes cinc hores!

Amb aquest preàmbul, el de la massa tan gran de la Lluna i el de l’exagerat moviment de gir conjunt, per als científics de mitjan segle XX ja es feia difícil pensar en un origen conjunt de la Terra i de la Lluna. I aquesta opció es va quasi descartar un cop l’home va arribar al nostre satèl·lit, va muntar-hi sismògrafs i va retornar mostres de roques lunars a casa.

Les dades que van aportar les missions Apollo després d’anys d’investigació, des de l’Apollo 11 (la primera que va arribar a la Lluna, l’any 1969), fins a la darrera, l’Apollo 17 l’any 1972 (exceptuant l’Apollo 13, que no hi va arribar), van posar sobre la taula uns fets sorprenents.

En primer lloc, el nostre satèl·lit a penes té nucli metàl·lic. De fet, els primers estudis post-Apollo descartaven aquesta possibilitat, però refinaments posteriors han apuntat que, en cas de tenir-ne, el cor lunar seria molt petit (entre 400 i 700 quilòmetres de diàmetre), i representaria a penes un 4% de la seva massa. Comparativament, la Terra té un nucli que equival al 30% de la massa total del planeta.

La (quasi) inexistència de nucli metàl·lic es fa difícil d’explicar amb els models de formació per acreció, en els quals els objectes prou massius estan sotmesos a un procés de diferenciació, bàsicament de decantació per gravetat, que fa que els materials més pesats s’enfonsin cap a l’interior formant nuclis fèrrics.

Després tenim que el contingut de les mostres de roques lunars, amb una bona selecció de tipologies, mostra una extraordinària similitud amb les nostres, però amb algunes excepcions notables difícils d’explicar amb una formació conjunta, com ara un empobriment en ferro i també en aigua (si hem vist que la Terra és força seca, la Lluna, en comparació, és un veritable desert).

A més, la densitat mitjana de la Lluna és tan sols el 60% de la que li correspon al nostre planeta, una altra característica que no encaixa.

Descartat el naixement conjunt, tampoc va trigar a caure en desgràcia una hipòtesi que defensava que la Lluna podria ser simplement un objecte capturat per la Terra. Si hagués estat així… per què tenen una composició tan similar? Per què no van col·lisionar? On seria el nucli fèrric que l’objecte capturat hauria de tenir? Eren massa preguntes sense una resposta senzilla.

Així que vam començar a derivar altres opcions que expliquessin el fenomen de la Lluna partint de les dades de què disposàvem. Una d’aquestes opcions va aprofundir en un antic model que ja havia estat formulat, a finals del segle XIX, per George Darwin, fill del famós Charles Darwin, i que postulava una fissió, és a dir la separació d’un gran fragment de la Terra.

Aquest model va ser recuperat i treballat a finals de la dècada dels setanta del segle XX, i explicava que la causa que hauria expulsat material del nostre planeta cap a l’espai per formar la Lluna hauria estat una ràpida rotació de la Terra. Perquè aquesta ejecció pogués tenir lloc hauria estat necessari que el planeta es trobés en un estadi molt fluid, cosa que, segons aquesta hipòtesi, s’hauria pogut aconseguir gràcies a un gran impacte que fes bullir literalment la Terra poc després que s’hagués format.

L’energia de l’impacte, a més, hauria fet augmentar el moviment de rotació del planeta, i la ràpida decantació per gravetat del ferro cap a l’interior de la Terra hauria provocat que els fragments expulsats fossin pobres en aquest element.

El model era enginyós, però requeria unes velocitats de rotació de la Terra d’entre dues i tres hores, valors que semblaven massa exagerats. Sent una hipòtesi errada, és interessant notar que el mecanisme de la fissió ja introduïa la possibilitat d’un impacte com a causant del naixement de la Lluna.

A finals del segle passat, i aprofitant l’enorme progrés en les capacitats de càlcul i les simulacions, es va començar a imposar el model més acceptat que tenim actualment, que curiosament també havia estat introduït molt abans, l’any 1946, pel geòleg canadenc Reginald Daly, tot i que aleshores havia passat quasi desapercebut.

Els científics William Hartmann i Donald Davis, a finals de la dècada dels setanta, van proposar un escenari espectacular: la Lluna seria la conseqüència d’un gegantí impacte entre una Terra en formació i un embrió de planeta. Aquesta hipòtesi també va ser treballada en paral·lel per un altre grup d’investigadors de Harvard, Alastair Cameron i William Ward, que havien aconseguit simulacions que generaven resultats molt en concordança amb el que sabem de la Lluna, i que havien utilitzat per al seu model un embrió de la massa aproximada de Mart.

Posteriorment, molts científics han anat aprofundint i millorant els detalls, i encaixant les peces d’una forma sorprenent. El mecanisme de l’impacte contra un embrió és consistent amb el nostre model de formació planetària. De fet, els científics estan quasi convençuts que aquest cataclisme va ser el darrer impacte que el planeta va patir contra un gran objecte, uns 40 milions d’anys després del naixement del Sistema Solar (és a dir fa uns 4.530 milions d’anys).

El nucli fèrric de Teia, nom amb què es va batejar l’embrió intrús, s’hauria enfonsat i mesclat amb el de la Terra, mentre que quantitats importants de l’objecte, i també del mantell terrestre, haurien estat expulsades a l’espai. Alguns fragments tornarien a ploure sobre la Terra, altres es perdrien per sempre, i finalment una bona part s’agregarien de forma força ràpida i crearien la Lluna. L’impacte també hauria proporcionat al sistema una enorme quantitat de moviment de gir, i a més les grans temperatures de la col·lisió haurien privat la Lluna de components volàtils, com ara l’aigua. Per descomptat, la hipòtesi del gran impacte també explicaria la raresa que un planeta petit tingui un satèl·lit tan gran.

Però encara hi ha més peces que quadren. Actualment sabem que Terra i Lluna se separen lentament, a raó d’aproximadament uns 3,8 cm cada any.¹²⁷ Al mateix temps, el nostre planeta està perdent velocitat de rotació. És a dir, el dia s’allarga, tot i que ho fa a un ritme extraordinàriament lent, a raó d’un mil·lisegon cada cinquanta anys: imperceptible pel que fa a la quotidianitat de la nostra vida, però que s’ha de tenir en compte per a aplicacions científiques (per exemple, el 30 de juny de l’any 2012 es va decidir afegir un segon a l’hora universal).

Aquest efecte mutu es deu a la pèrdua d’energia del sistema degut a la fricció que es generen Terra i Lluna, una fricció de marees. Ja he comentat anteriorment que els dos objectes es deformen l’un a l’altre a causa de la proximitat i de l’atracció gravitatòria. La deformació mou masses líquides a la Terra, però com que la nostra companya no té mars, l’única manera amb què pot respondre a la deformació és tensionant lleugerament la seva estructura sòlida i creant una mena de petit bulb que apunta cap a la Terra. Aquestes marees, ja siguin d’aigua o de roca, actuen com a fre a les rotacions respectives.

El model del gran impacte prediu que la Lluna va néixer a una distància molt més propera que l’actual. Per tant, l’efecte de fricció comentat era encara més important. Això va fer que a la Lluna li costés més i més girar sobre si mateixa, degut a la resistència del bulb que la deformava. El resultat va ser que el nostre satèl·lit va quedar fixat gravitatòriament, ensenyant-nos sempre la mateixa cara, en perfecta sincronia entre la seva rotació i l’òrbita al voltant de la Terra (una rotació sobre si mateixa alhora que una translació al voltant del nostre planeta).

Amb l’allunyament de la Lluna i l’alentiment del gir de la Terra sembla com si la natura ens digués que la parella encara està tremolant després del cataclisme que va formar el nostre satèl·lit. Ambdós objectes buscarien desesperadament l’estabilitat.¹²⁸

Com no podia ser d’altra manera, s’ha de dir que el model del gran impacte va presentar, des del seu inici, algunes pegues. Una de les més importants va ser que l’anàlisi de les mostres lunars destapava una similitud amb les roques terrestres difícilment compatible amb l’arribada de Teia: una quasi idèntica abundància relativa dels isòtops de l’oxigen.

Quan parlava de les investigacions sobre l’origen de l’aigua al nostre planeta, deia que els científics havien jugat a detectius emprant l’abundància relativa de l’hidrogen i del seu principal isòtop, el deuteri. Doncs de forma similar, l’anàlisi dels isòtops de l’oxigen ha tingut un paper destacat a l’hora de validar o no el model del gran impacte.

A la natura, l’oxigen es presenta bàsicament en forma de tres isòtops. El més abundant és l’O-16, amb vuit protons i vuit neutrons al nucli, mentre que els altres, l’O-17 i l’O-18, tenen un i dos neutrons més respectivament. A la Terra hem pogut mesurar la proporció en què apareixen aquestes tres varietats d’oxigen.

El problema va sorgir quan els investigadors van descobrir que aquestes proporcions eren clavades a les existents a la Lluna, cosa que no encaixa gaire bé amb la hipòtesi d’un impacte, ja que, a pesar que hi pogués haver una certa mescla de material entre Teia i el mantell terrestre, seria natural pensar que la Lluna hauria de contenir una contribució major de l’objecte intrús. I és molt incòmode acceptar que Teia i la jove Terra tinguessin quasi exactament la mateixa signatura d’isòtops d’oxigen, un fet que no trobem en cap comparativa amb altres cossos del Sistema Solar.

Per uns moments, va semblar que el model del gran impacte flaquejava. Però recentment un nou estudi, fent servir tècniques d’anàlisi molt més afinades de les mostres lunars, ha qüestionat la similitud en l’abundància dels isòtops d’oxigen que s’havia identificat inicialment. Segons aquest treball, publicat l’any 2020 a la revista Nature Geoscience, la mescla d’isòtops d’oxigen a les roques de la Lluna és suficientment diferent de la nostra, especialment quan ens endinsem a més profunditat en el mantell lunar. D’aquesta manera, el relat de Teia sembla salvat i més viu que mai.

Una Lluna improbable

Una història tan fascinant com aquesta, la del cataclisme més gran que ha patit mai el nostre planeta i que va conduir a formar un element tan important per a la vida com la Lluna, mereix una reflexió final.

Quines eren les probabilitats que aquell esdeveniment es produís? I que, a més, la col·lisió presentés les característiques apropiades per generar-li una companya a la Terra?

Estem parlant d’un fet casual, aleatori. El passat de la Terra va estar ple d’impactes, però aquest va ser especial: un embrió de gran massa que va arribar en el moment en què la Terra ja estava quasi formada, de manera que el planeta va poder suportar l’impacte. I amb una trajectòria adequada, en termes d’angle i velocitat.

Clarament, aquest xoc podria no haver tingut lloc mai. O Teia podria haver estat més petit. O podria haver arribat amb trajectòries diferents.

Existiria la vida, llavors? Com deia anteriorment, res fa sospitar que la resposta hagi de ser negativa. Si tots els altres fets i esdeveniments que han afavorit l’aparició de la vida i el seu posterior desenvolupament s’haguessin produït igualment, el resultat hauria estat equivalent.

Però, com passa moltes vegades, són les petites coses les que marquen la diferència. Sense un Teia perfecte, sense Lluna, sense estacions de l’any, sense l’estabilització de la inclinació de l’eix de rotació, i sense marees… l’arbre de la vida hauria evolucionat de la manera que ho ha fet? Haurien aparegut les mateixes espècies vives i en els moments en què ho van fer?

És sensat deduir que vida sí, però humans probablement no. Ni humans ni altres organismes desenvolupats. Almenys no tal com són en l’actualitat.

Som aquí, i som com som, perquè tenim Lluna.

És un motiu més que suficient perquè la quotidianitat de la visió del nostre satèl·lit no faci que ens avorrim de contemplar-lo. La seva imatge ens hauria de fer reflexionar sobre la complexitat de l’experiment de la vida que la natura està desenvolupant en aquest racó d’univers, i del qual formem part.

LES CLAUS DE LA VIDA

› La inclinació de l’eix de rotació de la Terra és la causant de les estacions de l’any, un cicle que és afavoridor de la vida sempre que no generi canvis extrems de temperatura. La Lluna ha donat estabilitat a la moderada inclinació del nostre eix i ha evitat oscil·lacions fora de control.

› L’atracció gravitatòria entre Terra i Lluna és la causant de les marees en els oceans. Estem convençuts que les marees han tingut un paper fonamental en l’evolució i el desenvolupament de la vida complexa a la Terra.

› Tenim moltes raons per pensar que la Lluna no es va formar conjuntament amb la Terra. Les dimensions del nostre planeta no justifiquen tenir un satèl·lit tan gran. Tampoc quadra la gran quantitat de moviment de gir conjunt, ni la composició de les roques. La hipòtesi més acceptada és que la Lluna va ser el resultat del xoc entre una jove Terra i un objecte de la mida de Mart que hem anomenat Teia.

› Es tracta d’una col·lisió totalment fortuïta, que podria no haver-se produït en absolut, o que podria haver tingut lloc en condicions molt diferents (pel que fa a l’angle d’impacte i a la velocitat). Sense aquesta col·lisió, sense Lluna, els humans (més que probablement) no existiríem.

125. Resulta desconcentrant que, en ple segle XXI, encara hi hagi força desinformació entre el públic en general sobre quina és la causa de les estacions de l’any, un fet que demostra que la divulgació científica no ha fet bé els deures.

126. Certament, com veurem quan parlem de les extincions, el procés d’oxigenació de l’atmosfera i dels oceans no devia ser gaire agradable per a multitud d’organismes existents en aquell moment. Però en definitiva quasi tot el que es va desenvolupar posteriorment deu la seva vida a l’oxigen.

127. Algunes d’aquestes mesures s’han pogut fer amb tanta precisió gràcies als miralls instal·lats a la superfície lunar per les missions Apollo. Potents làsers enviats des de la Terra reboten en aquests dispositius i retornen, cosa que permet uns càlculs molt afinats.

128. La situació s’estabilitzarà en un futur molt llunyà, d’aquí a desenes de milers de milions d’anys, quan la Terra també acabi perdudament enamorada de la Lluna i li ensenyi sempre la mateixa cara, i el dia del nostre planeta s’hagi allargat fins a l’equivalent a quaranta-set dels actuals. Això en el supòsit que el nostre planeta i la Lluna segueixin existint, ja que molt abans no s’estabilitzi el sistema el Sol haurà entrat en la seva darrera fase de vida, i s’haurà convertit en una gegant vermella que, molt probablement, engolirà els planetes interiors del Sistema Solar.

9

L’atmosfera que ens protegeix

La Terra està rodejada per una finíssima pell que anomenem atmosfera.

Malgrat que des de la superfície, quan mires cap amunt, et sembla que tens per sobre una enorme regió plena d’aire, el cert és que les dimensions de l’atmosfera són ridículament petites si es comparen amb la circumferència del planeta, com veuràs en aquest capítol.

Però aquesta massa d’aire és essencial per a la majoria de formes vives que habitem la Terra, de manera que qualsevol persona associarà la presència d’atmosfera amb un dels elements imprescindibles perquè un planeta pugui ser habitat.

És més que probable que, si li preguntéssim el perquè d’aquesta associació, el nostre interlocutor es referís a la presència d’oxigen, el gas de la vida, que compon prop del 21% del nostre aire.

La raó és que qualsevol organisme viu, per simple o complex que sigui, requereix alimentar el conjunt de reaccions químiques que tenen lloc al seu interior i que anomenem col·lectivament metabolisme. I per als organismes anomenats aeròbics, com els humans, la respiració, basada en l’oxigen, és la principal font d’energia.

Efectivament, l’oxigen és l’agent oxidant de la natura per excel·lència, i per tant té una gran afinitat per combinar-se amb molts altres compostos, mitjançant reaccions de reducció/oxidació que són força exotèrmiques, és a dir, que desprenen calor.

Un bon exemple de reacció de reducció/oxidació és la combustió. El procés que té lloc quan es crema un tros de fusta no és gaire diferent del que succeeix dins les teves cèl·lules quan l’oxigen transportat per la sang s’empra per cremar sucres.

Però potser a la persona preguntada li resultaria sorprenent descobrir que la funció que compleix l’atmosfera com a rebost d’oxigen del planeta no se situaria pas en el primer lloc de la llista de factors clau pel que fa a la vida, almenys per a la vida elemental.

De fet, l’atmosfera antiga de la Terra no en tenia pas, d’oxigen, i els primers organismes que van colonitzar el planeta van haver de trobar altres mecanismes de reducció/oxidació que no depenguessin de la presència d’aquest gas. Per tant, la vida a la Terra no sempre ha estat associada amb l’oxigen, i actualment existeixen moltes espècies vives, els anaeròbics, per als quals l’oxigen representa fins i tot un element altament nociu.

En aquest capítol descobrirem els dos papers més essencials de la nostra atmosfera, beneficiosos tots dos per a qualsevol espècie viva, consumeixi oxigen o no. L’atmosfera és l’escut que protegeix de la pluja de perilloses partícules amb què ens bombardeja l’espai. I, a més, és un excel·lent agent regulador de les temperatures.

Sense totes les seves funcions, de protecció, de regulació i de proveïment d’oxigen, sense atmosfera, els humans no existiríem. I per aquest motiu també forma part de l’extraordinari relat de la nostra història.

El color del nostre cel, per cert provocat per la dispersió de la llum del Sol quan interacciona amb les molècules d’aire, és un clar missatge de la natura. Un missatge que ens diu que som vius gràcies al color blau. El blau de la vida.

Fabricant una atmosfera

Quan la Terra es va formar, a partir en primer lloc de l’acreció de planetesimals i posteriorment de la col·lisió amb embrions, el planeta es va carregar de material volàtil provinent de tots aquests contribuents.

Ja hem vist com aquest fet va ser especialment important pel que fa a l’aigua, heretada d’objectes que havien migrat cap a l’interior del disc protoplanetari empesos pels moviments capriciosos de Júpiter.

Aquests objectes no tan sols eren rics en gel d’aigua, sinó que també transportaven altres gels, principalment de nitrogen, CO₂, i derivats del clor i del sofre, de manera que podem considerar que aquests compostos van constituir la primera versió d’una atmosfera improvisada, quan la tremenda escalfor de les col·lisions va evaporar i alliberar els gels.

La primera atmosfera de nitrogen, de vapor d’aigua i de CO₂ era força precària i molt lluny d’estar en una situació d’equilibri. La infantesa del Sistema Solar, fa més de 4.000 milions d’anys, va estar marcada per l’intens bombardeig que varen patir els planetes interiors com la Terra, a mesura que s’anava fent l’ordre dins el caos, amb milions de petits i mitjans objectes orfes que havien quedat amb òrbites poc estables. A cada gran impacte, la jove Terra devia literalment bullir, i enormes quantitats de vapor d’aigua s’evaporaven cap a l’atmosfera.

La inestabilitat de l’atmosfera també estava marcada per diversos mecanismes que actuaven de forma concurrent.

En primer lloc, el vapor d’aigua és un dels gasos amb més efecte hivernacle que coneixem, de forma que a major aigua evaporada, temperatures més altes, en un cercle que s’autoalimentava.

Per una altra banda, la potent radiació ultraviolada del Sol era (i és) capaç de dissociar l’aigua, trencant l’enllaç entre l’àtom d’oxigen i els dos àtoms d’hidrogen. Aquest fenomen provocava la pèrdua d’aigua a mesura que part de l’hidrogen aconseguia escapar-se de la gravetat cap a l’espai, i l’oxigen es combinava ràpidament amb altres gasos per formar òxids. De manera que, en aquelles condicions, l’oxigen generat pel procés de dissociació de l’aigua devia durar ben poc en estat lliure.

En realitat, si hi ha un gas que ràpidament va guanyar protagonisme a l’atmosfera primitiva, i que al final es constituiria en la llavor de tot el que hauria de venir a continuació, aquest és el metà.

El metà és l’hidrocarbur més simple de la natura, format per un àtom de carboni i quatre àtoms d’hidrogen (CH₄). És un compost extremadament reductor, antagonista de l’oxigen, i també de gran efecte hivernacle. I quina va ser la font que va omplir de metà l’atmosfera? Creiem que el vulcanisme.

Habitualment, els fenòmens volcànics que coneixem alliberen grans quantitats de gasos. En una atmosfera com l’actual, amb molta presència d’oxigen, aquests gasos acostumen a trobar-se en estats oxidats. Així tenim, per exemple, l’omnipresent CO₂, el mateix vapor d’aigua, o òxids de sofre d’olor tan característica.

Però quan l’alliberament de gasos degut al vulcanisme té lloc en entorns privats d’oxigen, un dels principals components és justament el metà, tal com hem pogut constatar amb l’estudi de les fosses oceàniques. És el cas de l’anomenada Ciutat Perduda, un magnífic conjunt de fenòmens geotermals a un quilòmetre de profunditat dins l’oceà Atlàntic, on s’han mesurat concentracions importants de metà dissolt en aigua.

Les quantitats de metà que es van generar en aquella primera època devien ser considerables, degut a la intensa activitat dels fenòmens relacionats amb el vulcanisme. Així, algunes de les estimacions que els científics han pogut fer parlen d’emissions que, en global, podrien ser de l’ordre de centenars de vegades les que el planeta allibera degut a l’activitat geotermal actual.

En una atmosfera sense oxigen com aquella, la vida del metà alliberat era prolongada, de l’ordre dels 10.000 anys, que és el temps aproximat que es requeriria perquè aquest gas en estat lliure desaparegués degut a la combinació amb altres compostos. L’efecte net, per tant, era de gran acumulació a l’atmosfera.

Per cert, la situació és completament diferent a la d’avui en dia, però no pas per manca d’emissions de metà, que segueixen sent molt elevades, i no tant per efectes geològics sinó biòtics: el metabolisme de cert tipus de bacteris i la descomposició de material d’origen orgànic allibera tres-cents cops més de metà que els volcans i la geotèrmia. Però el que canvia la situació és que en una atmosfera rica en oxigen com la nostra el metà té, literalment, els dies comptats: si no existís una renovació continuada per l’activitat biòtica, tot el metà desapareixeria completament en tan sols dotze anys!

Com ara veurem, la importància de la presència i acumulació del metà en aquella atmosfera primitiva va ser enorme.

El Sol, com qualsevol estrella, pateix un augment progressiu de lluminositat a mesura que va madurant.¹²⁹ Des que la nostra estrella va néixer, fa uns 4.600 milions d’anys, la potència de la seva llum s’ha incrementat en un 30% aproximadament. És a dir, la jove Terra rebia molta menys radiació solar.

Quan parlava del concepte de zona habitable, ja explicava que els límits d’aquesta regió, on les temperatures poden fer que l’aigua sigui líquida en superfície, depenen de l’atmosfera. Per exemple, en el cas de la Terra actual, la temperatura mitjana, si no tinguéssim atmosfera, seria de −18 ºC. Però, afortunadament, la nostra atmosfera aconsegueix, amb el seu efecte hivernacle de caràcter natural, elevar-la un xic més d’una trentena de graus.¹³⁰

De manera que en el passat remot, amb la menor insolació provinent del Sol, el planeta depenia encara més críticament de l’atmosfera per mantenir unes temperatures adequades. És per aquest motiu que sense una concentració suficient de metà la Terra s’hauria convertit en una bola congelada (cosa que, de totes maneres, ha acabat passant en diverses èpoques durant la història del planeta).

En concret, sabem que la vida a la Terra va aparèixer fa almenys uns 3.600 milions d’anys. Amb aquesta dada, podríem fer un càlcul de balanç energètic amb els nostres ordinadors per saber quines eren les temperatures mitjanes en superfície.

L’exercici aniria de la manera següent: sumaríem tots els factors que aportaven calor al planeta (la rebuda del Sol, la residual de l’etapa de formació fruit de les col·lisions, la generada a l’interior del planeta per la descomposició radioactiva de materials, l’alliberada per processos de cristal·lització de minerals, i la provocada per la fricció de marees amb la Lluna), i al resultat li restaríem la calor que, com qualsevol altre objecte calent, s’emetia i es perdia a l’espai.

La conclusió a què arribaríem seria que la Terra hauria d’haver estat un lloc absolutament inhòspit per a qualsevol forma de vida que requerís aigua líquida, ja que aquesta es trobaria totalment congelada. Però com que sabem que no és el cas, la deducció lògica fa pensar que el factor atmosfera compensava aquest dèficit. Una atmosfera d’efecte hivernacle formada per gas metà.

Però la importància del metà va encara més lluny. Perquè va tenir, ni més ni menys, un paper determinant en l’aparició de la vida.

Els aminoàcids són compostos essencials que s’empren per fabricar proteïnes, imprescindibles en moltíssimes funcions metabòliques i estructurals. No tenim els detalls de com s’ho va fer la natura per començar a combinar aminoàcids fins a obtenir les primeres proteïnes replicables, però en qualsevol cas caldre que es pogués fabricar, en primer lloc, cianur d’hidrogen (HCN), una substància que considerem precursora i a partir de la qual es devien sintetitzar els primers aminoàcids.¹³¹

El cianur d’hidrogen, amb la seva simplicitat, pot semblar innocent, però (a més de ser extraordinàriament tòxic per als humans) conté un enllaç químic que és molt car de manufacturar en el medi natural. En concret, es basa en un triple enllaç entre l’àtom de carboni i el de nitrogen.

I com es van generar els triples enllaços entre carboni i nitrogen, tan necessaris per a l’obra de la vida? El procés més plausible seria mitjançant l’acció de la llum ultraviolada del Sol sobre una atmosfera primitiva rica en metà i nitrogen. De nou, el metà.

Un canvi d’aires

La composició de la nostra atmosfera va patir un canvi decisiu ara fa uns 2.300 milions d’anys, en un esdeveniment que anomenem la gran oxigenació. L’aparició dels primers organismes que empraven la fotosíntesi oxigènica¹³² (els cianobacteris) va començar a carregar aquell aire d’oxigen lliure.

La fotosíntesi que empren les plantes és una reacció complexa en què la llum del Sol és utilitzada com a font d’energia per activar la combinació entre molècules de CO₂ i d’aigua per fabricar sucres, i allibera oxigen com a subproducte (en una mena de procés invers a la respiració).

L’oxigenació de l’atmosfera va progressar en molt poc temps, en tan sols 300 milions d’anys, i va comportar la ràpida desaparició del metà, que com he comentat anteriorment és efímer en presència d’oxigen. Tot això va tenir unes conseqüències letals per a la vida primitiva.

Tal com es reduïa la concentració de metà, les temperatures de la Terra van començar a baixar, ja que recordaràs que era justament el gas metà el que proporcionava l’efecte hivernacle necessari per impedir la congelació global del planeta.

I així es va arribar a un període conegut com la glaciació huroniana, en què la Terra es va convertir literalment en una bola gelada. El progrés de la glaciació es va produir de forma relativament ràpida, ja que la desaparició del metà va provocar una reacció en cadena incontrolable alimentada per la formació de grans extensions de gel. En efecte, les masses de neu i gel reflecteixen molt eficientment la llum del Sol. Com si fossin miralls, la reboten cap a l’espai i impedeixen que sigui absorbida per la superfície.

D’aquesta manera, la glaciació es va alimentar a si mateixa, i les temperatures es van desplomar. D’aquell període de la Terra bola de gel, n’hem pogut trobar evidències en sediments antics a diversos llocs del món, des de l’Amèrica del Nord fins a Austràlia.

Com ens podem imaginar, la combinació d’una atmosfera que començava a tenir oxigen lliure i la gran glaciació va ser com la tempesta perfecta, i va devastar la majoria de les elementals formes de vida que llavors habitaven la Terra. No en sabem els detalls, però quasi miraculosament la vida va aconseguir tirar endavant a pesar de les extincions que es van produir. Els organismes que van sobreviure no tan sols es van adaptar a una atmosfera d’oxigen, absolutament tòxica per als organismes anteriors, sinó que molts d’ells acabarien emprant-lo directament com a font d’energia.

La recuperació de les temperatures, i la sortida de l’enorme glaciació, devia venir com a conseqüència de la intensa activitat geològica del planeta, amb volcans que seguien actius sota dels gels, i que, en una atmosfera ja carregada d’oxigen, expulsaven majoritàriament CO₂ i vapor d’aigua, que són, com sabem, els gasos d’efecte hivernacle que encara avui en dia funcionen a la Terra.

Segurament, les ingents quantitats de cendres expulsades a gran altura també van contribuir a contrarestar el pervers efecte mirall de les masses de gel. Amb tot plegat, la glaciació huroniana va durar uns 300 milions d’anys, i els primers registres que tenim de vida eucariota¹³³ coincideixen amb la finalització d’aquell període.

Actualment, la nostra benèvola atmosfera conté oxigen en una proporció en volum del 21%, i de nitrogen d’un 78%. Addicionalment, l’aire té argó (un gas noble que representa el 0,9% de l’atmosfera en volum), els nostres vells coneguts CO₂ (en un 0,04% aproximadament, i pujant degut a l’acció humana) i vapor d’aigua en concentracions que varien. I també altres gasos més minoritaris, com ara hidrogen, metà (regenerat contínuament per processos geològics però principalment biòtics), ozó, i fins i tot òxids de nitrogen (que fem augmentar constantment amb la pol·lució).

Un termòstat natural

En l’explicació que acabo de fer sobre la història de la nostra atmosfera he introduït alguns mecanismes naturals que impacten en el clima, i fins i tot hem vist com poden arribar a desequilibrar-lo fortament. De fet, si ho penses detingudament, aquests mecanismes són perversos, ja que en realitat no són reguladors sinó més aviat desequilibradors.

Per un costat, tenim el paper dels gasos d’efecte hivernacle, que si bé la seva acció ha estat fonamental perquè puguem gaudir de temperatures que permeten la presència d’aigua líquida, necessiten mantenir-se sota control si no volem acabar amb una reacció en cadena que condueixi directament cap a l’infern.¹³⁴ En efecte, els gasos d’efecte hivernacle només coneixen un sol camí, el de la pujada de temperatures.

Per altra banda, les masses de gel tampoc en saben, de tirar enrere i de regular. Ben al contrari, tornen a ser un mecanisme desequilibrador del clima. A més gel i neu, més rebot de la llum solar cap a l’espai sense donar-li l’oportunitat d’escalfar res, la qual cosa genera més fred i consegüentment més superfície de gel. Si, per contrari, els gasos d’efecte hivernacle fan pujar les temperatures, redueixen les concentracions de gel, cosa que fa que arribi més insolació, és a dir més calor, i de nou l’infern assegurat en un cercle negatiu que és com un peix que es mossega la cua.

Afortunadament, la natura va saber trobar una solució per trencar, i oposar-se, als factors desequilibradors del clima. Perquè la Terra hagi arribat a ser el lloc que veiem, ha estat necessari que funcioni un cicle moderador, un fenomen que alimenti negativament els canvis de temperatura, és a dir, que freni tant els augments com les reduccions. Aquest mecanisme, que té efectes estabilitzadors que funcionen al llarg de milions d’anys, és el cicle del carboni.

Quan augmenten les temperatures, es genera més evaporació als oceans, la qual cosa acaba derivant en un règim superior de pluges. L’aigua de la pluja arrossega, dissolt, CO₂ en forma d’àcid carbònic, i d’aquesta manera descarrega de l’atmosfera un dels principals gasos d’efecte hivernacle.

El cicle segueix amb la combinació de l’àcid carbònic amb minerals per formar carbonats. Es tracta d’un procés lent en què el carboni substitueix el silici dels silicats, i el material és transportat pels rius cap als mars, on es va acumulant en sediments i també formant part dels esquelets de multitud de criatures marines que quan es moren alimenten, també, els sediments. Es diu que aquests dipòsits constitueixen la gran reserva de CO₂ del planeta.

Però falta tancar el cicle i retornar el CO₂ a l’atmosfera, creant d’aquesta manera el mecanisme regulador que busquem. I això s’aconsegueix col·laborant amb la tectònica de plaques!

El fet que la Terra sigui un planeta geològicament actiu és tan rellevant per a la vida que aviat trobaràs un capítol que en parlarà en exclusiva. De moment, em limito a explicar que les plaques oceàniques subdueixen sota de les continentals, i les concentracions de carbonats són transportades a punts més profunds, on se sotmeten a condicions de pressió i temperatures elevades que alliberen el CO₂. Finalment, aquest acaba trobant la sortida de nou cap a l’atmosfera gràcies al vulcanisme.

En resum, el cicle del carboni retira CO₂ i el fixa a les roques. Però per evitar un efecte en cadena dels que no volem, també n’allibera cap a l’atmosfera. La regulació s’obté obrint o tancat l’aixeta de la pluja i fent que entri més o menys CO₂ en el cicle.

Estimem que el cicle és capaç de regenerar tot el carboni de l’atmosfera en tan sols mig milió d’anys. I a pesar que els seus efectes reguladors triguen uns quants milions d’anys a tenir efecte, sens dubte es tracta del principal cicle estabilitzador de les temperatures a llarg termini que té la Terra.

El nostre eficient filtre

Al començament del capítol he avançat que una altra de les funcions que desenvolupa l’atmosfera és la de filtre: el filtre natural i magnífic de determinades radiacions provinents de l’exterior, que serien molt perjudicials per a nosaltres si hi estiguéssim exposats.

Començarem veient com la nostra atmosfera ens protegeix de la perillosa radiació ultraviolada del Sol, llum d’alta energia que pot provocar alteracions en l’ADN i tumors de pell. I ho fa gràcies a la famosíssima capa d’ozó.

L’ozó és un compost format per tres àtoms d’oxigen (O₃). Es genera a l’estratosfera, a altures entre els 15 i els 40 quilòmetres, quan la llum ultraviolada provinent del Sol interacciona amb molècules d’oxigen i les trenca, les dissocia, donant lloc a àtoms lliures d’oxigen (O) que després es combinen ràpidament amb altres molècules d’oxigen (O₂) per formar l’ozó. La producció d’ozó és més elevada a les zones equatorials, on es rep més incidència solar, però la nostra atmosfera s’encarrega de distribuir-lo cap a altres regions del planeta, de fet fins als mateixos pols.

La funció de filtre s’assoleix gràcies al fet que l’ozó és constantment destruït i regenerat per la llum ultraviolada solar, és a dir, que tant la seva creació com la seva dissociació consumeix radiació d’alta energia, cosa que impedeix que la major part arribi a la superfície del planeta.

La sincronia entre l’aparició de l’ozó a l’atmosfera i la colonització que va fer la vida del medi terrestre no devia ser una casualitat. Creiem que les concentracions d’ozó van començar a ser significatives ara fa uns 600 milions d’anys, i aquest és justament el període en què alguns organismes van abandonar la protecció dels oceans. Sense l’escut protector contra els rajos ultraviolats, a la vida no li hauria quedat altra opció que seguir amagada sota l’aigua.

Les dades següents serveixen per il·lustrar com de ben dissenyada és la protecció de la capa d’ozó: de tota la radiació ultraviolada que rebem del Sol, el mecanisme de l’ozó n’elimina la fracció més energètica i permet que tan sols ens arribi una intensitat 350 milions de vegades menor que la que es rep a les capes altes de l’atmosfera. En canvi, l’ozó deixa passar pràcticament tota la llum ultraviolada menys energètica, i el 90% arriba a la superfície, on, entre altres efectes, contribueix a la fabricació de vitamina D en el cos humà.

De totes maneres, sempre és perillós exposar-se a la llum ultraviolada, fins i tot a la de més baixa energia. Així que la natura ens ha dotat de la melanina, un pigment que generen molts éssers vius, i que actua com a protector natural parcial per reduir la incidència dels tumors de pell. Vull cridar l’atenció sobre el terme «parcial» que acabo d’emprar: és important completar la protecció natural amb mitjans artificials, com ara cremes solars, si volem disposar d’un bon escut contra els efectes nocius de la radiació ultraviolada.

Per descomptat, igual com passa amb molts altres aspectes, l’acció humana ha perjudicat els nivells de concentració d’ozó a l’atmosfera. Els propel·lents emprats en determinats aerosols, en particular els que contenen components amb fluor o clor, van provocar que, a mitjans del segle passat, es detectés una important reducció d’ozó lliure a les capes altes de l’atmosfera.

I sorprenentment, com per desgràcia no sol succeir amb molts altres aspectes, a finals de segle es van signar un seguit d’acords que prohibien aquests gasos, i es van aconseguir implantar. De seguida es va observar una recuperació natural de l’ozó, que sembla fins i tot més ràpida del que s’esperava. És un exemple del que som capaços de fer globalment si ens ho proposem a l’hora de protegir el medi ambient, malgrat que per desgràcia aquest cas sigui l’excepció.

A més de filtrar gran part de la radiació ultraviolada, l’atmosfera també regula la quantitat de llum infraroja que incideix sobre el planeta. Aquesta radiació, la infraroja, té menys energia que la llum visible, i és la que emet amb més intensitat el Sol.¹³⁵ La podem notar perfectament sobre la cara i la pell en forma de calor quan ens exposem al Sol. I igual que la nostra cara, la de la Terra també la rep, i així la llum infraroja es converteix en un actor clau en el balanç d’energia del nostre planeta.

La regulació infraroja que fa l’atmosfera empra elements com ara els núvols per fer rebotar part de l’escalfor rebuda, i alhora conservar la necessària perquè les temperatures a la superfície siguin suaus.

L’escut antibales

Però la tasca protectora de l’atmosfera va més enllà de filtrar llum, sigui ultraviolada o infraroja, i s’enfronta cada segon amb un temible enemic que ens dispara l’espai. L’amenaça de què parlo pren la forma de partícules superenergètiques, capaces de provocar danys importats en els teixits vius, i que arriben a grans velocitats de tot arreu.

Són els nostres coneguts rajos còsmics, una pluja constant d’ions (àtoms despullats dels seus electrons) l’origen dels quals creiem que és divers, però que associem a fenòmens cataclísmics, com ara explosions de supernoves, i que són capaços de disparar i accelerar projectils en totes direccions a enormes velocitats.

La major part de rajos còsmics que ens arriben són protons, és a dir nuclis d’hidrogen, que representen aproximadament el 89% en composició, però també nuclis d’heli (10%) i, en molta menys quantitat (1%), nuclis d’elements més pesats, com ara oxigen o carboni… o fins i tot ferro i urani. La seva perillositat es deriva de la gran velocitat a què es mouen.

De les classes de física de l’institut recordaràs una magnitud anomenada quantitat de moviment, que és igual a la massa d’un objecte multiplicada per la seva velocitat. La quantitat de moviment és la que realment importa en un xoc: un cos de gran massa, com un tren, movent-se ni que sigui a una velocitat molt baixa, és capaç de fer estralls quan contacta amb un objecte petit, com per exemple una persona.

De la mateixa manera, malgrat que la massa de les partícules que formen els rajos còsmics és molt petita, les velocitats a què han estat accelerades les converteixen en bales perillosíssimes.

Com de perilloses? Doncs les partícules còsmiques menys energètiques acostumen a transportar energies equivalents a les que podríem obtenir combinant uns pocs milions de piles d’1,5 V! No està gens malament, tractant-se de partícules diminutes, oi? I els rajos còsmics més energètics eleven aquesta xifra fins als trilions de piles!

El nostre planeta respon a l’amenaça mitjançant no un, sinó dos escuts. Per una banda, el camp magnètic atrapa la major part de les partícules carregades elèctricament que ens arriben de l’espai (no tan sols els rajos còsmics, sinó també les partícules del vent solar, un flux continu que ens envia el Sol). En segon lloc, tenim, és clar, la nostra estimada atmosfera. Totes dues proteccions funcionen a la perfecció, impedint que el 99,9% dels rajos còsmics arribin a la superfície.

El mecanisme que empra l’atmosfera per fer front als projectils es basa en la interacció d’aquests amb els gasos de les capes altes.

Recordes quan presentava l’accelerador de partícules que la natura ens ha regalat de franc, i amb el qual els físics de començaments del segle XX descobrien i estudiaven partícules? Sent tan energètics com són, els rajos còsmics xoquen contra els àtoms de l’aire i generen tota una cascada de partícules derivades, en cascada. Algunes d’aquestes partícules, al seu torn, tornen a interaccionar amb molècules d’aire per descarregar part de la seva energia. Altres, molt inestables, es desintegren ràpidament en components més estables que segueixen el seu camí de descens a través de l’atmosfera.

Una bona dada que dona fe de l’efectivitat de l’atmosfera és la següent: davant aquesta perillosa pluja, la protecció de l’atmosfera funciona tan bé com si fos una paret de quatre metres de gruix!

La freqüència amb què arriben els rajos còsmics és força alta, com demostra el fet que, a pesar de l’acció conjunta del camp magnètic i de l’atmosfera, a cada segon unes dues-centes partícules de les de més baixa energia (dins del catàleg de perillositat dels rajos còsmics) aconsegueixin arribar a cada metre quadrat de la superfície. Afortunadament, l’efectivitat dels escuts augmenta per a les partícules més energètiques: d’aquestes, n’arriba tan sols una cada segle i per quilòmetre quadrat.

La perillositat dels rajos còsmics s’haurà de tenir en compte per als viatges interplanetaris tripulats. Així, quan l’home vagi cap a Mart, a mitjan de la propera dècada, s’haurà de veure com proporcionar-li la protecció adequada. I aquesta protecció haurà de seguir activa un cop sobre la superfície del planeta roig, degut a l’absència d’atmosfera (i, com veuràs en el capítol següent, de camp magnètic).

Per finalitzar la secció dedicada a les tasques protectores de la nostra atmosfera, tan sols queda recordar que és dins seu on transcorren els fenòmens meteorològics tan importants per a totes les formes vives del planeta, com per exemple el cicle d’evaporació de l’aigua i de pluges.

És a dir, a tots els efectes perjudicials que tindria no disposar d’atmosfera, també hi hauríem de sumar el que significaria no poder gaudir de pluges: gran part de l’aigua evaporada (en cas que no es trobés congelada, és clar) senzillament es perdria a l’espai quan la llum del Sol dissociés les molècules i alliberés l’hidrogen.

Atmosferes llunyanes

Després de veure la quantitat de feina que ens fa l’atmosfera, és moment que ens preguntem sobre la presència d’atmosferes en altres indrets del Sistema Solar i més enllà, simplement perquè sense atmosfera se’ns fa difícil pensar en la possibilitat de vida desenvolupada.

Ben a prop de casa nostra, al veïnat planetari, tenim Venus, un món bessó de la Terra pel que fa a la seva dimensió i característiques rocoses. I… prou! Aquí s’acabarien les similituds.

Bé, Venus també té atmosfera… però és molt diferent de la nostra. Molt més densa que la terrestre, i formada bàsicament per CO₂, el seu gran efecte hivernacle s’ha sumat a la menor distància al Sol per convertir aquell planeta en un veritable infern, amb temperatures que superen els 440 °C i que són les més altes de tot el Sistema Solar. És un bon exemple del que pot fer una atmosfera a l’hora de retenir la radiació del Sol i fer pujar les temperatures.¹³⁶ L’atmosfera de Venus, a més, conté grans quantitats d’àcid sulfúric, un compost altament corrosiu.¹³⁷

També a prop trobem el fascinant Mart, amb una atmosfera feblíssima de densitat inferior a l’1% de la nostra, també composta majoritàriament per CO₂.

A diferència de Venus, l’atmosfera marciana és molt exemplificant dels efectes beneficiosos que poden tenir els gasos d’efecte hivernacle, si qui els regula és la natura i si actuen sobre mons allunyats del Sol. Els robots, sondes i satèl·lits que estan explorant el planeta roig ens han explicat que Mart tenia aigua líquida en superfície en forma de rius i llacs fa entre 4.000 i 3.000 milions d’anys. Les evidències són claríssimes, des de formes d’erosió provocades pel flux de corrents d’aigua fins a sediments típicament aquàtics.

Sense anar més lluny, un dels robots que, mentre escric aquest llibre, segueix explorant Mart, el Curiosity, es troba dins un enorme cràter, anomenat Gale, que en l’antiguitat era un gran llac. I un altre robot, el Perseverance, és en un altre cràter marcià, el Jezero, que explora des del febrer de 2021. Es tracta d’un altre antic llac, aquest cop fins i tot amb un delta creat per la desembocadura d’un riu.¹³⁸

Entre les descobertes que hi hem fet, hem pogut deduir que Mart tenia una atmosfera molt més densa que l’actual, amb una presència de CO₂ capaç de mantenir temperatures molt més elevades, de manera que l’aigua pogués arribar a ser líquida en algunes regions del planeta (i potser, també, de forma estacional). Per tant, es tracta d’un planeta ubicat a l’extrem exterior de la zona habitable de la seva estrella que gràcies a l’efecte hivernacle d’una densa atmosfera va poder gaudir d’aigua líquida en superfície.

La pregunta immediata és… què li ha passat, doncs, a Mart? Per què ha perdut l’atmosfera? La resposta que hem anat deduint és que segurament la pèrdua de l’atmosfera es va desencadenar quan el planeta es va quedar sense la protecció del camp magnètic, en refredar-se el seu interior metàl·lic.

Ho veuràs amb més detall en el capítol dedicat al camp magnètic, ja que aquest és un altre dels elements que han permès que els humans rondem per aquest racó d’univers. Pel que fa a la qüestió de Mart, ens quedem, de moment, amb la idea que sense camp magnètic el vent solar és capaç d’escombrar una atmosfera, lentament però de manera inexorable, al llarg de centenars de milions d’anys. De fet, aquest mecanisme encara ara està actiu en aquell planeta.¹³⁹ Evidentment, la pèrdua de l’atmosfera va comportar el descens de les temperatures i la congelació d’aquell món, a part de moltes altres conseqüències.

Dins el Sistema Solar coneixem també l’atmosfera de Tità, el satèl·lit més important de Saturn. Un lloc increïble, per cert, on existeix un cicle complet d’evaporació, boira i núvols, i pluja… però no d’aigua, sinó de gas metà!

Degut a les temperatures tan baixes de Tità, uns −180 °C, l’aigua existent (abundantíssima) està en forma de gel permanent en superfície, i sospitem que sota terra forma grans mars subterranis. La seva atmosfera està composta principalment per nitrogen, la qual cosa curiosament la faria semblant a la nostra (tot i que l’atmosfera de Tità és 1,6 cops més densa que la terrestre i no té oxigen lliure). A més, com he comentat, hi ha metà que, en funció de les variacions estacionals de temperatura, s’evapora parcialment i torna a caure en forma de pluja.

L’exploració de Tità és un dels objectius futurs de les principals agències espacials. Ja va rebre la visita, l’any 2005, de la sonda europea Huygens, part de la missió de la NASA Cassini. Huygens va entrar a l’atmosfera de Tità i va aconseguir aterrar a la superfície, des d’on va enviar dades i imatges impactants, entre les quals, mentre descendia frenada per un paracaigudes, senyals evidents de l’erosió de rierols a les muntanyes, així com fotografies de les pedres, clarament arrodonides per l’acció del flux de líquids, en el primer pla del lloc on va aterrar.

Si ens traslladem més a l’exterior del Sistema Solar, hem de parlar de la gran sorpresa que va significar la visita que l’any 2015 li va fer a Plutó la sonda americana New Horizons.

El rei dels planetes nans ens va mostrar una feblíssima atmosfera de nitrogen, a penes detectable si no hagués estat perquè la nau la va poder fotografiar a contrallum, amb el Sol ubicat al darrere de Plutó. Pensem que es deu tractar d’un fenomen estacional, quan Plutó, en el seu moviment orbital, arriba a la part més propera al Sol i les seves gèlides temperatures augmenten uns pocs graus, suficients per provocar que una petita part del nitrogen, abundant a la seva superfície en forma sòlida, sublimi i conformi un embolcall finíssim al voltant del planeta. Si les nostres sospites són certes, aquesta «atmosfera» es congelaria completament durant l’altra meitat de l’any plutonià.

Per descomptat, coneixem més atmosferes, tot i que totalment diferents al nostre estàndard. Són les dels grans planetes gasosos i de gel, com Júpiter, Saturn, Urà i Neptú.

En realitat, aquests planetes, especialment els dos primers, són bàsicament tots ells atmosfera. Però, com dèiem, no tenen res a veure amb la nostra. Es tracta d’atmosferes primigènies, capturades en el moment de formació dels planetes, i per tant amb la mateixa composició que tenia el gas del disc protoplanetari que també va formar el Sol: hidrogen i heli, amb presència d’altres «impureses», com ara vapor d’aigua, amoníac i metà.

I què hi ha dels planetes que orbiten altres estrelles? Tenen atmosfera que faci viable la vida?

Quan en un capítol anterior hem revisat l’inventari actual d’exoplanetes, hem vist que a penes s’han descobert unes poques desenes de «terres», planetes rocosos de mida similar a la Terra i que orbiten dins les zones habitables de les seves estrelles. També ens hem trobat amb l’enorme complexitat tecnològica que comporta detectar planetes de mida petita com el nostre des de distàncies enormes, quan tan sols rebem la feble llum de l’estrella. Doncs et pots ara imaginar com de difícil és saber si aquests planetes tenen atmosfera, i encara més de què està feta!

Els estudis de què disposem indiquen que els exoplanetes força més grans que la Terra són gasosos, és a dir, tenen atmosferes primordials compostes molt probablement per hidrogen i heli. És clar, els planetes que ens interessen són els més petits, de mida similar a la Terra. I per a aquests malauradament no disposem de cap indicació estadística fiable que ens digui quina proporció podrien tenir atmosfera.

Els principals mecanismes de detecció d’atmosferes en exoplanetes depenen del fet que aquests transitin, és a dir que passin pel davant de la seva estrella des de la nostra perspectiva.¹⁴⁰ En concret, quan el planeta transita en podem estimar el radi, i si a més ens és possible aplicar tècniques de velocitat radial, tal com explicava quan parlàvem de la detecció d’exoplanetes, en podrem inferir també la massa. Amb massa i radi tenim densitat, i la densitat ens pot donar una bona pista sobre la composició i la presència d’una atmosfera. Per exemple, un valor de densitat molt més baix del que seria atribuïble a un planeta rocós ens podria estar indicant l’existència d’una atmosfera important (o també de masses oceàniques).

Però la clau que ens pot donar la informació que volem és el fet que, en el moment del trànsit, una ínfima part de la llum de l’estrella haurà hagut de creuar l’atmosfera del planeta (si és que en té) per arribar als nostres instruments. Aquesta fracció de llum haurà interaccionat amb els gasos de l’atmosfera, de manera que, amb molta sort, podrem observar les minúscules signatures en forma de bandes d’absorció que apareixeran en l’espectre de la llum de l’estrella (bandes mesclades, per descomptat, amb les presents habitualment en l’espectre de qualsevol estrella).

Quan el trànsit es completi, l’exoplaneta seguirà girant al voltant de l’estrella, i s’acabarà situant a la part posterior de l’òrbita segons la nostra perspectiva de visió. En l’instant de l’anomenada ocultació (o eclipsi secundari), el planeta desapareixerà al darrere de l’estrella, la qual cosa ens permetrà obtenir un espectre de la llum de l’estrella sense cap efecte del planeta o de la seva atmosfera. És a dir, tindrem un patró de referència amb què comparar l’espectre obtingut durant el trànsit anterior.

En el cas que la rotació del planeta estigui sincronitzada amb la seva translació, de forma que sempre mostri la mateixa cara a l’estrella, també se’ns obre la possibilitat de detectar, i analitzar, les petites variacions de llum que es produeixen a mesura que gira i canvia la seva fase (una fase que, evidentment, som totalment incapaços d’observar de manera directa).

Quan el planeta es troba a la part posterior de l’òrbita, la cara permanentment il·luminada està encarada cap a nosaltres, mentre que just abans o després del trànsit la cara calenta està amagada de la nostra línia de visió. Aquesta situació deixa la seva empremta en la llum que rebem, i per comparació podem intentar extreure informació sobre la composició de l’atmosfera planetària.

Tal com va passar quan es van començar a detectar exoplanetes, les primeres atmosferes descobertes van ser les dels planetes gasosos, molt més grans. No va ser fins a l’any 2017 que es va anunciar la detecció, per primer cop, d’una atmosfera en un exoplaneta de mida similar a la Terra (GJ 1132b), i de l’estudi es va deduir que podria estar composta per vapor d’aigua o bé per metà (o una combinació de tots dos). Es tracta, però, d’un planeta molt calent, massa a prop de la seva estrella (una nana vermella) per poder ser un bessó del nostre planeta.

I l’any 2019 un equip de científics va anunciar la detecció de vapor d’aigua en un exoplaneta que és a la zona habitable de la seva estrella. És un món dos cops més gran que la Terra, anomenat K2-18b, i del qual ja he parlat en el capítol dedicat a l’aigua. Això podria ser un indicador de la presència d’una atmosfera més rica, tot i que s’està discutint si en realitat es tractaria d’un planeta de gas i no pas rocós com el nostre.

Biosignatures a l’atmosfera

Sens dubte, acabem de començar, en aquesta disciplina de detecció d’atmosferes planetàries. Tot i això, no entendríem per què el nostre cas, des del punt de vista de l’existència d’una massa gasosa que anomenem atmosfera i que facilita la vida de tantes maneres, hagués de ser únic.

A diferència del relat de la Lluna, producte d’una col·lisió afortunadíssima i improbable, la creació d’una atmosfera al voltant d’un planeta rocós no sembla, a priori, un esdeveniment excepcional. Una altra cosa, però, és que la història d’aquesta atmosfera hagi estat propícia per al desenvolupament de formes de vida evolucionades. En el nostre cas, per exemple, va ser necessària l’aparició i acció de formes de vida simples i primitives per transformar tota una atmosfera i fer-la perfecta per a nosaltres.

Si partim de la idea que les atmosferes haurien de ser freqüents, la següent qüestió a resoldre, un cop les puguem anar detectant més fàcilment, serà com certificar l’existència de vida.

Els exoplanetes es troben desesperadament lluny, tant que amb la tecnologia actual trigaríem més de 50.000 anys a fer arribar una sonda al més proper que coneixem. Sembla, per tant, que ens veurem obligats a deduir la presència de vida a partir de l’anàlisi remota, i en aquest sentit l’estudi d’una atmosfera ens pot portar dades concloents. O quasi.

L’any 1990, el gran Carl Sagan es va decidir a detectar vida a l’únic lloc de l’univers on sabem que existeix. Així doncs, els instruments de la sonda Galileu es van girar cap al nostre planeta quan aquesta nau s’apropava a la Terra per rebotar gravitatòriament i dirigir-se al seu destí final, Júpiter. L’anàlisi de l’espectre de la llum reflectida per la Terra mostrava, naturalment, l’empremta de la vida, en forma de concentracions de gasos incompatibles. O, més ben dit, fora dels seus estats d’equilibri.

En concret, la llum portava el segell de l’oxigen en estat lliure i també de l’ozó. Tanmateix, s’observava la signatura del metà, i després del que hem anat explicant en el llibre, aquestes presències concurrents ens haurien de fer sospitar.

Ja hem vist que, sense fonts que renovin l’oxigen permanentment, aquest tindrà tendència a combinar-se amb quasi tot el que trobi, mitjançant el procés que anomenem oxidació. A la Terra és la fotosíntesi la que s’encarrega d’aquesta renovació. També he comentat que el metà difícilment pot sobreviure en una atmosfera oxidant, si no és gràcies al fet que, a la Terra, l’acció metabòlica i la descomposició d’organismes vius regeneren aquest gas. Així que la detecció combinada d’oxigen (i ozó) i metà es converteix en una bona pista per deduir l’existència de vida.

L’experiment de Sagan, però, resulta facilíssim de dur a terme quan es compara amb el que hem de fer en el cas dels exoplanetes. L’anàlisi de la llum reflectida per la Terra es va recollir des d’una distància ridícula, en comparació amb les que maneguem quan parlem de planetes en altres estrelles.

És més, la Galileu podia rebre la llum del planeta separadament de la del Sol, cosa que no podem fer per a la gran majoria d’exoplanetes. Ben al contrari, ens hem de barallar per discriminar, dins la feble llum d’una estrella llunyana, el senyal mesclat que emet un planeta, una radiació que és milions de vegades menys intensa que la de l’estrella.

A pesar de les dificultats, la detecció de combinacions sospitoses de gasos en una atmosfera és el millor camí que podem seguir per deduir la presència de vida. Malauradament, es tractarà sempre d’una estimació de probabilitats, ja que només anant-hi (enviant, per exemple, una sonda) es podran certificar definitivament les sospites.

Però davant la impossibilitat de visitar ni tan sols el més proper dels exoplanetes, almenys durant moltes generacions, les biosignatures atmosfèriques són l’aposta.

LES CLAUS DE LA VIDA

› El nostre planeta va néixer sense atmosfera. La primera atmosfera es va formar a partir del vulcanisme, i era rica en metà.

› El gas metà va tenir un paper clau durant la infantesa de la Terra, fent possible l’existència de l’aigua líquida en superfície gràcies al seu potent efecte hivernacle.

› L’acció fotosintètica dels primers organismes vius va transformar aquella primera atmosfera, carregant-la d’oxigen i permetent el desenvolupament posterior de milions de noves espècies.

› Els gasos que han substituït el metà en la versió actual d’atmosfera, com ara el CO₂ i el vapor d’aigua, han ajudat també a fer pujar les temperatures mitjanes del planeta. Sense aquest efecte natural, els nostres oceans estarien congelats.

› La Terra disposa d’un cicle natural, anomenat del carboni, que regula a gran escala les temperatures del planeta, actuant com a moderador.

› L’atmosfera fa un importantíssim paper com a escut. Ens protegeix de la radiació ultraviolada del Sol, gràcies a la capa d’ozó, i també dels perillosos rajos còsmics provinents de l’espai.

› Sense atmosfera, o amb una que fos molt menys densa, l’aigua s’hauria perdut definitivament degut a l’acció de la radiació solar, que dissocia l’enllaç entre els àtoms d’hidrogen i els d’oxigen i permet que el primer s’escapi cap a l’espai.

129. La raó d’aquest comportament cal buscar-la en l’enriquiment progressiu d’heli que pateix el nucli de l’estrella durant milions d’anys, cosa que fa que augmenti la seva densitat, i al seu torn la pressió existent al cor de l’estrella, la temperatura i, en definitiva, el ritme del procés de fusió nuclear.

130. L’efecte hivernacle natural actual és degut en un 66% al vapor d’aigua, i la resta al CO2.

131. I no tan sols aminoàcids, sinó molècules més complexes, com l’adenina (que forma part de les cadenes d’ADN), tal com va demostrar el 1959 el científic català Joan Oró.

132. Existeix un altre tipus de fotosíntesi, anomenada bacteriana, que no produeix oxigen com a producte resultant.

133. Els organismes eucariotes tenen cèl·lules que contenen nuclis, en contraposició a les cèl·lules procariotes, més antigues i simples.

134. No puc evitar, en aquest punt, remarcar que això és justament el que estem provocant amb les nostres accions contaminants.

135. Com més freda estigui la superfície d’una estrella, major proporció de radiació en forma d’infraroig emetrà. Per contra, les estrelles més calentes i lluminoses concentren majoritàriament les seves emissions en la zona de l’ultraviolat.

136. Faríem bé de prendre’n bona nota.

137. Però fins i tot el mateix infern podria donar-nos una sorpresa! Les condicions regnants als núvols alts de Venus, a més de cinquanta quilòmetres d’altura sobre la tòrrida superfície, són molt més suaus, i no es pot descartar que en aquest entorn s’haguessin pogut desenvolupar microorganismes en algun moment de la història del planeta.

138. Tot i no trobar-se explorant cap llac marcià, cal també esmentar la presència, en la superfície del planeta vermell, del robot xinès Zhurong.

139. La pèrdua d’atmosfera marciana segueix actualment, tal com han mesurat alguns dels satèl·lits que tenim a l’òrbita de Mart, tot i que a un ritme quasi insignificant (uns 100 grams perduts a cada segon, segons el satèl·lit MAVEN de la NASA).

140. Tot i que comencem a disposar de mètodes més genèrics aplicables també als casos en què no existeix un trànsit, aquests mecanismes són més complexos i no ens aporten tanta informació.

10

Un enorme imant per a la vida

Quan sortia d’excursió amb el grup escolta, sempre portava una brúixola penjada de la motxilla. Jo era un marrec, i evidentment la tasca d’orientació anava a càrrec dels sacrificats monitors. Però aquell màgic dispositiu, que s’obstinava a assenyalar sempre en la mateixa direcció amb independència de com el girés (però que podia enganyar apropant unes simples claus metàl·liques), em fascinava. A més, portar una brúixola feia de gran.

Llavors no sospitava que, en realitat, una brúixola fa molt més que marcar el nord. Si l’escoltes amb atenció, t’explicarà coses sobre el gegantí imant que la mou. També et sorprendrà amb històries d’enigmàtics moviments del nord i del sud, i fins i tot amb llegendes que parlen d’orientacions inverses, nords que es tornen suds i després novament nords.

Però, sobretot, la brúixola et descobrirà una de les principals raons que fan que estiguis viu: la presència al nostre planeta d’un camp magnètic, un altre dels components essencials per a l’existència de vida.

No és cap casualitat que trobis aquest capítol després de parlar de l’atmosfera, ja que de fet té una relació sorprenent amb el camp magnètic. Tots dos elements col·laboren en la funció de filtre i escut per protegir-nos de la pluja de partícules energètiques, molt perilloses per a la vida, que ens arriben de totes les direccions de l’espai. I l’estabilitat, a llarg termini, d’una atmosfera està molt relacionada amb la presència d’un camp magnètic global i robust, que impedeixi que el vent estel·lar l’estripi i erosioni.

El món que habitem es comporta com si fos un enorme imant, i les línies del camp magnètic que crea rodegen la Terra i s’estenen ben lluny, a milers de quilòmetres de la superfície del planeta, formant una mena de bombolla protectora que anomenem magnetosfera.

La realitat, però, és molt més complicada del que ens evoca un simple imant. La magnetosfera és el producte d’un complex mecanisme que va començar a tenir lloc a l’interior de la Terra poc després que aquesta es formés.

Un mecanisme sobre el qual encara tenim moltes incògnites sense resoldre.

La gran dinamo

El camp magnètic de la Terra, que anomenem camp geomagnètic, és, en realitat, la combinació de l’acció de components amb diferents orígens.

De lluny, el constituent més intens rep el nom de camp principal, i és el generat per l’interior del planeta. Un altre dels components és el camp que resulta dels materials magnetitzats que es troben a l’escorça. També tenim la contribució d’un camp d’origen extern, alimentat per les partícules carregades elèctricament que han estat capturades i que componen la ionosfera i la mateixa magnetosfera. Finalment, un quart component és el que indueixen els moviments que tenen lloc dins el mantell, a l’escorça i als oceans.

Com que l’element dominant és el camp principal, i aquest es comporta com un dipol, igual com si fos un imant, amb dos pols de polaritat contrària, aquest model de l’imant ha estat emprat moltes vegades per exemplificar el comportament magnètic de la Terra. Però només es tracta d’una ruda simplificació, ja que sabem, per exemple, que els pols magnètics del planeta es desplacen constantment i que la polaritat global s’ha invertit diversos cops al llarg de la història.

Hi ha acord dins la comunitat científica que el camp principal és produït per un efecte dinamo força similar als emprats com a generadors d’electricitat. Però els detalls no estan del tot clars, i seguim tenint dubtes quan intentem explicar alguns comportaments d’aquesta geodinamo, o quan ens preguntem quines condicions ha de tenir un planeta perquè es posi en marxa aquest mecanisme.

La geodinamo de la Terra, de la mateixa manera que una dinamo mecànica, funciona gràcies al moviment de material que és conductor de l’electricitat a l’interior del planeta. I en aquest punt només començar ja apareixen les primeres discussions i incògnites, en especial pel que fa a quina és la font que provoca el moviment que alimenta la dinamo.

Però anem a pams, i endinsem-nos en les parts més profundes de la Terra per cercar, en primer lloc, el material conductor que necessitem.

L’estructura interna del planeta conté, per sota del mantell, un nucli metàl·lic que està compost bàsicament per ferro i elements afins, com ara níquel o cobalt (i també altres metalls que considerem preuats, com ara l’or o el platí). El nucli es pot considerar diferenciat en dues regions: una més interna, que es troba en estat sòlid, rodejada per una capa de material metàl·lic en estat semifluid. Estem parlant de dimensions considerables: 1.220 quilòmetres de radi pel que fa al nucli interior, i uns 2.000 quilòmetres pel que fa a l’exterior.¹⁴¹ ¹⁴²

La raó per la qual el nucli més extern es troba en estat fluid és la gran temperatura a què està sotmès, que s’estima en uns 5.000 °C. El nucli intern, en canvi, no aconsegueix assolir un estat fluid a causa de l’enorme pressió existent, equivalent a uns 3,6 milions de vegades la pressió que notem de l’atmosfera en superfície.

En qualsevol cas, el material que compon el nucli, tant el sòlid com el fluid, és conductor de l’electricitat, i lògicament el que es troba en estat fluid és candidat a moure’s i desplaçar-se de la manera que requereix una dinamo: diferencialment. És a dir, amb un moviment propi que és diferent del de la resta del planeta.

Per tant, ja tenim material conductor de l’electricitat i que, com que està molt calent i fluid, es pot moure. La qüestió següent és veure d’on prové la gran escalfor que es necessita per mantenir aquest estat fluid del nucli extern.

Una de les fonts principals prové del mateix nucli intern, que conserva, atenció, part de la calor generada en el mateix moment de la formació de la Terra, fa més de 4.500 milions d’anys! Les col·lisions que van tenir lloc van convertir immenses quantitats d’energia cinètica (de moviment) en calor. I des d’aleshores, el cor del planeta no ha fet res més que anar-se refredant gradualment.

Per altra banda, dins el mantell s’hi troben isòtops radioactius d’elements químics com ara l’urani-238 i 235, el tori-232 o el potassi-40, la descomposició constant i progressiva dels quals representa una importantíssima font de calor addicional per al planeta.

Molt bé, ara ens queda entendre el moviment. I aquí és on comencen algunes de les qüestions més complexes que encara no entenem del tot.

Afortunadament, almenys hi ha acord en el fet que el principal motor que mou la geodinamo és la nostra ja coneguda convecció. Ja en parlàvem quan explicava el funcionament de l’interior d’una estrella, i recordaràs que consisteix en una circulació vertical similar a la que es produeix en una olla plena d’aigua i escalfada per sota, en què el material més calent, i per tant amb menys densitat, ascendeix cap a la part superior, on cedeix calor, es refreda, guanya densitat novament i es torna a enfonsar.¹⁴³ El resultat de la convecció és que hi hagi columnes verticals de material ascendent i altres de descendent, que remouen constantment la mescla i, en definitiva, transporten escalfor des de la part inferior cap a la superior.

A pesar, com deia, que als nostres models els falten detalls, estem convençuts que sense convecció no hi hauria geodinamo. Una altra forma, molt il·lustrativa, de resumir-ho seria dir que sense un procés constant de refredament del planeta (que, en definitiva, és el que genera la convecció i el transport d’escalfor des de l’interior cap a la superfície) no hi ha dinamo.

És a dir, la Terra té camp magnètic perquè s’està refredant. Tant és així que pensem que qualsevol obstacle que s’interposi a aquest refredament i elimini la convecció aturarà la dinamo, com qui tanca un interruptor.

Per exemple, al capítol següent parlaré de la tectònica de plaques, consistent en la presència de fragments a la superfície del planeta que es desplacen. Doncs bé, resulta que aquest fenomen podria tenir un paper rellevant en tot el que acabem d’explicar, facilitant el transport de calor cap a la superfície i donant sortida, d’aquesta manera, al funcionament de la convecció des del mateix nucli metàl·lic extern fins al mantell. En altres paraules, la tectònica seria l’interruptor.

Un altre dels factors que juga en el moviment necessari per a l’existència de la geodinamo és la rotació del planeta, que, en concret, provoca moviments de torsió en les columnes ascendents i descendents de la convecció. Però cal dir que moltes vegades s’ha emfatitzat massa el paper de la rotació planetària com a element fonamental per a l’existència d’una dinamo interna.

Durant força temps es pensava que el fet que Venus no tingués gens de camp magnètic, sent un bessó nostre, es devia a la seva lenta rotació (un dia venusià equival a quasi 117 dels terrestres). Però el cert és que, fins i tot lenta com és, ara creiem que seria suficient per alimentar una certa dinamo. Així doncs, l’explicació ha de venir donada o bé per l’absència d’un nucli metàl·lic semifluid (la qual cosa seria realment una sorpresa) o per la ineficiència del transport de calor entre l’interior i la superfície, és a dir, per l’absència de convecció.

Aquesta darrera explicació quadraria amb l’absència de tectònica de plaques a Venus, però no hem de córrer a extraure una conclusió precipitada, ja que també podria ser que la composició fisicoquímica del material del mantell venusià fos lleugerament diferent i no facilités el mecanisme de convecció (com després veurem, Mercuri o el satèl·lit de Júpiter Cal·listo tenen camp magnètic, i en canvi no hi ha tectònica de plaques).

Un cop tenim material metàl·lic en moviment ja disposem de la dinamo preparada. Qualsevol petita magnetització inicial, proporcionada per exemple per l’existència de minerals magnètics, funciona com la llavor que alimenta la màquina.

Quan parlàvem de les forces de la natura, deia que Maxwell, al segle XIX, ens havia explicat que l’electricitat i el magnetisme eren fenòmens absolutament relacionats entre ells. Doncs bé, en la geodinamo la petita magnetització inicial indueix corrents elèctrics dins la massa metàl·lica, i el moviment d’aquesta, tant la convecció com la torsió provocada per la rotació del planeta, fa que els corrents elèctrics generin més camp magnètic, que ràpidament creix d’intensitat d’una manera exponencial sobre la llavor inicial.

Per un moment, podries pensar que acabem de definir la perfecta màquina perpètua, aquell concepte ideal que s’autoalimenta sense consum d’energia. Però una màquina de moviment continu és una utopia, ja que sempre es necessita una font energètica que es consumeixi, i en el nostre cas, tal com he explicat, és la calor interna la que es consumeix.¹⁴⁴

Les dinàmiques que es generen amb tot aquest moviment de material no són senzilles d’entendre i simular. Per exemple, sabem que el nucli metàl·lic terrestre no és una esfera perfecta. L’anàlisi de la propagació d’ones sísmiques ens diu que el nucli és irregular, amb desviacions que en molts llocs són de quilòmetres, segurament degut a la interacció amb el mantell. Al seu torn, els moviments de convecció també són complexos, a causa d’aquestes irregularitats i de petites variacions de densitat.

El resultat és una geodinamo molt efectiva, però alhora amb caràcter propi i impredictible per a nosaltres, almenys de moment. Part d’aquest comportament sorprenent es manifesta amb el que es coneix com a excursions i reversions de polaritat.

Quan la Terra perd el nord

Si la Terra fos un imant ideal, tindríem un pol magnètic nord i un pol magnètic sud permanents. Però sabem del cert que no és així. Els pols magnètics estan en moviment continu a través de la superfície de la Terra, i a més han patit inversions de polaritat de forma més o menys periòdica al llarg de la història.

Tot això ho sabem gràcies a la informació que tenen codificada les roques: recorrem a l’empremta magnètica que conserven les pedres més antigues del planeta per reconstruir el passat del camp magnètic de la Terra. I la disciplina que ho fa s’anomena paleomagnetisme.

En el moment en què les roques es van formar, a partir de la solidificació del magma, el seu material ferromagnètic va quedar orientat segons la direcció i la intensitat que tenia el camp magnètic existent aleshores. Es tracta d’una transició típica en aquest tipus de material: per sobre d’una temperatura, que és característica de cada compost i que s’anomena temperatura de Curie, el material perd tota la informació magnètica. En altres paraules, es desmagnetitza. Però quan la temperatura baixa per sota del llindar de Curie, torna a magnetitzar-se en presència d’un camp, i es reorienta segons aquest. Doncs bé, el paleomagnetisme aprofita el mecanisme descrit i utilitza els minerals ferromagnètics com a llibres on trobar els missatges gravats pel magnetisme de la Terra.

Gràcies al registre de les roques hem sabut que els pols magnètics terrestres han deambulat de forma aparentment aleatòria a través de tota la superfície. Els científics anomenen aquests desplaçaments excursions. També hi ha hagut moments en què la polaritat s’ha invertit totalment, com si els pols de l’imant s’intercanviessin. Els registres paleomagnètics ens indiquen que aquestes inversions han estat freqüents en la història de la Terra, i la darrera es va produir fa uns 780.000 anys.

Es tracta d’un tema especialment interessant, aquest de les inversions, ja que les darreres s’han estat succeint a un ritme aproximat d’una cada 250.000 anys, de forma que, segons aquestes estimacions, ara estaríem en període de gràcia.¹⁴⁵ Tanmateix, aquests estudis indiquen que la intensitat del camp magnètic també ha anat variant al llarg de la història, i fins i tot han existit períodes en què la seva intensitat era pràcticament nul·la.

Evidentment, i per a les èpoques modernes, també disposem de dades directes del moviment dels pols magnètics. Sabem, per exemple, que el pol nord magnètic del planeta s’està desplaçant a raó d’uns 55 quilòmetres cada any, movent-se des de territori de l’àrtic canadenc cap a Sibèria. Curiosament, aquest moviment l’està apropant al pol nord geogràfic, que és el que marca l’eix de rotació de la Terra, i en el moment d’escriure aquest llibre es troba a tan sols 400 quilòmetres de distància.

Si volem tenir una idea de com s’ha anat acumulant el desplaçament, des que es disposa dels primers registres, l’any 1831, el pol nord magnètic s’ha mogut uns 2.250 quilòmetres. Per la seva part, el pol sud magnètic actualment viatja més lentament (uns 15 quilòmetres per any), però la seva excursió ja l’ha portat fora de terra ferma, i ara es localitza dins l’oceà Antàrtic, amb uns bons 26 graus de longitud de diferència respecte al pol geogràfic, la qual cosa equival a quasi 2.900 quilòmetres de distància.

Per si això de les excursions no fos prou interessant, també sabem que la intensitat del camp magnètic s’està afeblint (ho ha fet prop d’un 15% en el global dels darrers cent cinquanta anys).

Existeixen diferents organismes que segueixen de prop aquestes dinàmiques magnètiques, entre altres coses per l’afectació que tenen sobre els sistemes de navegació. Cal dir que afortunadament el nostre principal mètode de geolocalització es basa en la xarxa de satèl·lits GPS i que aquest sistema empra la triangulació, i no pas la ubicació dels pols magnètics, per posicionar objectes sobre la superfície del planeta. Però sí que cal anar corregint els sistemes de navegació que empren la brúixola.

Amb aquest objectiu existeix l’anomenat WMM (World Magnetic Model), que no és més que una simulació que intenta predir, partint de les dades disponibles, els desplaçaments dels pols magnètics a curt termini. I per tot el que acabem d’explicar, en els darrers anys hem necessitat actualitzar el model amb més freqüència del que ho fèiem anteriorment.

Ens trobem a les portes d’una inversió? Podria ser, però no disposem de la capacitat predictiva necessària per poder-ho certificar a mitjà i llarg termini.

I quines en serien les conseqüències per a nosaltres? Moltes, des del punt de vista de la protecció que ens ofereix el camp magnètic contra les partícules carregades elèctricament que provenen de l’espai. Com de seguida veurem, l’escut magnètic és la nostra primera línia de protecció enfront d’aquests projectils, molt petits però que transporten enormes quantitats d’energia. Un afebliment exagerat de la intensitat del camp magnètic, per no dir la seva desaparició temporal, ens exposaria a aquesta pluja indesitjada i perillosa. I els afectats no seríem tan sols nosaltres o moltes de les espècies vives del planeta, sinó també la nostra tecnologia.

De tot el que he anat explicant, ja podem deduir que el funcionament global del camp magnètic terrestre, i en particular del seu component principal (el provocat per la geodinamo), és molt complex. Tenim excursions que canvien de velocitat amb els anys, i que a més no es correlacionen entre nord i sud. Inversions històriques. Asimetries claríssimes entre els dos pols magnètics pel que fa a les seves posicions relatives, ja que com s’ha vist els pols magnètics no són antipodals ni per aproximació (és a dir, que el pol nord magnètic no està situat diametralment oposat al sud, com es podria pensar).¹⁴⁶ Els canvis en la intensitat del camp, a més, tampoc són idèntics arreu, i això fa que en l’actualitat, a pesar de l’afebliment global, observem increments en zones geogràfiques molt específiques, com ara en una gran regió al sud de l’oceà Índic.

Per què aquest comportament? Què és el que converteix el funcionament de la dinamo interna de la Terra en un mecanisme tan complicat d’entendre? De moment no tenim una resposta definida.

No passaran!

La presència d’un camp magnètic al nostre planeta genera molts efectes, i un dels més importants amb relació a la temàtica que ens ocupa en aquest llibre és l’existència de la magnetosfera, la regió que envolta la Terra en què una partícula carregada elèctricament és sotmesa al domini del camp magnètic del planeta.

L’immens espai interplanetari dins el Sistema Solar és escombrat permanentment pel vent solar, el flux continu de partícules expulsades pel Sol en totes les direccions. Aquest flux està format bàsicament per protons i electrons, amb alguns nuclis atòmics més pesats, com ara els d’heli, que es mouen a velocitats importants (entre els 300 i els 800 quilòmetres per segon).

Com que es tracta de partícules carregades elèctricament i en moviment, el vent solar en realitat està transportant part del camp magnètic del Sol, i omple tot el Sistema Solar fins més enllà de l’òrbita de Plutó amb els seus efectes, formant una enorme regió que es coneix com a heliosfera.¹⁴⁷

Doncs ens hem d’imaginar que la magnetosfera de la Terra és com una petita bombolla immersa dins l’heliosfera. A l’interior de la bombolla, mana el camp magnètic del nostre planeta. Fora, la intensitat del camp magnètic creat pel vent solar és més elevada.

La interacció entre els dos camps magnètics, el solar i el terrestre, dona forma física a la magnetosfera, que com ara explicaré queda fortament distorsionada.

Per començar, el vent solar, que es mou a velocitats supersòniques, col·lisiona amb la part frontal de la magnetosfera, que conté una regió turbulenta on s’acumulen les partícules que han estat frenades fins a velocitats subsòniques. Això crea una ona de xoc en forma d’arc a la part que està encarada cap al Sol (que és la direcció de la qual prové el flux del vent solar).

Just després de l’arc de xoc es pot localitzar el que realment és el límit de la magnetosfera terrestre. És un llindar que rep el nom de magnetopausa, que té forma de paràbola i s’estén per davant de la Terra aproximadament fins a deu vegades el seu radi, és a dir uns 64.000 quilòmetres. És interessant notar que, com que l’arc de xoc i la magnetopausa estan sempre orientats cap al Sol, diem que es troben a la part diürna del planeta.

Per darrere de la Terra, a la part nocturna, la magnetosfera s’allarga moltíssim més, milions de quilòmetres, ja que el front de xoc i la magnetopausa desvien el flux del vent solar al seu voltant, deixant una enorme cua darrere del planeta on la densitat de vent solar és mínima, i per tant el camp magnètic terrestre domina.

Així, si la poguessis visualitzar, la magnetosfera de la Terra seria com una mena de gran globus fortament comprimit en la part que s’orienta cap al Sol (la magnetopausa) i molt estès en la part oposada (la magnetocua). Com dins un túnel aerodinàmic, el vent solar flueix al seu voltant.

L’interior de la magnetosfera conté partícules carregades provinents del vent solar que han estat atrapades, i que circulen seguint les línies del camp magnètic. En realitat, dins la magnetosfera es poden trobar diverses regions, o capes, amb diferents densitats de partícules i amb diferents temperatures del plasma que formen.

Existeix un cert equilibri entre les partícules que entren i queden atrapades dins la magnetosfera i les que surten, tot i que aquests equilibris temporals són molt delicats i estan sotmesos als canvis d’humor que el Sol presenta de tant en tant en forma de tempestes solars. De totes maneres, no està del tot clar quines són les zones i els mecanismes preferits per a aquest intercanvi d’ions cap a dins i cap a fora de la magnetosfera.

El que sí que sabem és l’existència, dins la magnetosfera, de dues importants regions on s’acumulen les partícules elèctriques capturades. Són els anomenats cinturons de Van Allen.¹⁴⁸

El més extern presenta una major densitat de partícules a la zona que s’estén entre els 16.000 i els 20.000 quilòmetres d’altura, i conté bàsicament protons d’energia moderada. Per la seva part, el cinturó intern va dels 500 als 5.000 quilòmetres aproximadament i està poblat amb protons molt energètics. Es creu que aquest cinturó intern també es carrega amb partícules que apareixen com a subproducte de la col·lisió entre els rajos còsmics i l’atmosfera.

Com no podia ser d’altra manera, les complexíssimes dinàmiques que tenen lloc a l’interior del planeta i que alimenten el camp magnètic terrestre també tenen el seu reflex en la magnetosfera. Per exemple, hi ha una zona de la Terra en què el cinturó intern de Van Allen baixa fins a pocs centenars de quilòmetres sobre la superfície, en una zona anomenada anomalia de l’Atlàntic Sud. En aquesta regió, la radiació que es registra és més alta que a la resta del planeta.

Una de les conseqüències d’aquesta anomalia és que molts satèl·lits i naus d’òrbita baixa, en funció de la seva inclinació i trajectòria, quan travessen de forma periòdica la regió queden exposats durant uns minuts a uns nivells de radiació que podrien causar efectes no desitjats sense una protecció especial.

És el cas de l’Estació Espacial Internacional, per exemple, que té un reforç a l’estructura per protegir-se d’aquesta eventualitat. Malgrat aquest reforç, s’ha descrit un efecte visual que de vegades afecta els astronautes de l’estació quan creuen l’anomalia de l’Atlàntic Sud, consistent en la visualització de flaixos de llum, tal com també van notar alguns tripulants de les missions Apollo quan quedaven fora de l’empara de la magnetosfera terrestre.

I parlant d’efectes visuals, la interacció entre el vent solar i la magnetosfera ens regala un dels espectacles més fascinants dels nostres cels. Les aurores (boreals o australs) es produeixen quan algunes de les partícules que queden atrapades als cinturons de Van Allen són accelerades per les línies de camp magnètic cap als pols de la Terra, i allà col·lisionen amb les molècules d’aire de les capes altes de l’atmosfera, i transfereixen part de l’energia que transporten.

Quan el Sol s’enfada

Tan sols fixant-se en les velocitats a què he comentat que es mouen les partícules del vent solar ja n’hi ha prou per intuir-ne la perillositat.

No, aquestes partícules no són gaire agradables per als organismes vius, i sobre l’assumpte dels projectils que transporten molta energia en forma de quantitat de moviment ja n’he parlat quan explicava els rajos còsmics.

De fet, el vent solar és un fenomen similar als rajos còsmics, només que aquests habitualment contenen partícules més pesades i accelerades a velocitats molt més elevades, a part de tenir un origen molt diferent. Per tant, els efectes del vent solar sobre els teixits vius i l’ADN s’assemblen força als que provoquen els rajos còsmics de menys energia, i condueixen a un risc més elevat de tumors.

Les conseqüències s’agreugen, a més, per culpa d’un efecte secundari. La col·lisió de les partícules energètiques contra àtoms de la superfície genera una emissió de neutrons, que xoquen amb altres àtoms formant isòtops poc estables que ràpidament tornen a emetre neutrons. Es tracta d’un efecte en cadena, i la qüestió és que els neutrons són perillosos per als organismes vius del voltant justament perquè, pel procés que acabem de descriure, poden donar lloc a àtoms radioactius inestables dins els teixits.

Som molt afortunats que la magnetosfera ens faci de cuirassa davant la constant pluja de partícules provinents del Sol. Però a pesar de la gran efectivitat d’aquest escut natural, la realitat és que no sempre ens ofereix una protecció absoluta, especialment quan la nostra estrella s’enfada. És el cas de les tempestes solars.

Com en qualsevol altra estrella, a la superfície del Sol es produeixen fenòmens energètics sobtats que envien cap a l’espai grans quantitats de material. És el cas de les ejeccions de massa coronal.

Per seguir amb el símil dels projectils, un esdeveniment d’aquest tipus seria com una enorme ràfega de trets, o més aviat com una canonada. Les partícules ejectades són les mateixes que formen el vent solar, només que en aquest cas disparades en una direcció concreta, amb molta intensitat i a velocitats que poden assolir els 3.000 quilòmetres per segon!

Les ejeccions de massa es poden produir en qualsevol moment, però estadísticament és més probable que passin a prop dels períodes en què el Sol presenta màxims en la seva activitat.

Fa molt temps que sabem que el Sol mostra una mena de cicles d’activitat d’uns onze anys de durada,¹⁴⁹ que mesurem fixant-nos en la presència de taques solars, que no són més que manifestacions de l’activitat magnètica del Sol en certes parts de la seva superfície.¹⁵⁰

El problema de les ejeccions de massa coronal per a nosaltres es manifesta quan la seva direccionalitat i velocitat fan que coincidim en el mateix punt de l’espai. Llavors la pluja de partícules és tan densa que la nostra bombolla protectora se satura. L’arribada sobtada d’un gran nombre de partícules carregades elèctricament (estem parlant de milers de milions de tones de material) genera pertorbacions importants a la magnetosfera, que canvia de forma, adaptant-se a la pressió generada per l’ejecció, alhora que s’omple d’ions. I el conjunt d’efectes que se’n deriven és el que anomenem tempesta solar, o també tempesta geomagnètica.

De tempestes solars se n’han produït constantment al llarg de tota la història del planeta, i també, per descomptat, durant la de la humanitat. Del mateix fet de la nostra existència, en podem deduir que les proteccions que la natura ens ha regalat funcionen prou bé. Així, malgrat que la magnetosfera se saturi i no pugui aturar totes les partícules, les que aconsegueixen arribar a la superfície de la Terra ho fan molt més afeblides que quan circulaven per l’espai. Sense camp magnètic ni atmosfera, els efectes sobre la vida que tindria una tempesta solar serien catastròfics.

Actualment el perill més important se centra en l’impacte sobre la tecnologia. Vivim en un món altament tecnificat, i els equips electrònics estan presents en la pràctica totalitat de les activitats que fem. El problema és que aquests equips poden ser víctimes de les pertorbacions magnètiques que comporta una tempesta solar.

Aquest fet, l’evidència d’una societat tecnificada, és un fenomen recent, i per aquest motiu les tempestes solars sempre han passat desapercebudes per a la humanitat (excepte pel fet que, quan se’n produeixen, la intensitat de les aurores augmenta espectacularment, així com també s’amplien les latituds on poden aparèixer).

Quan es parla dels possibles efectes de les tempestes solars, la referència (de moment) és la que es va detectar l’any 1859, anomenada tempesta de Carrington en honor de Richard Carrington, el científic que mentre observava les taques solars, el dia 1 de setembre d’aquell any, es va adonar d’unes fulguracions a la superfície solar.¹⁵¹ Unes hores més tard arribaven les pertorbacions a la Terra, i es desencadenaven tot un seguit de conseqüències fruit de la que està catalogada com la tempesta solar més important de la qual tenim coneixement.

Per començar, les aurores van il·luminar els cels nocturns de gran part del planeta, inclosos els de tot Europa i arribant fins al nord de l’Àfrica. En alguns punts, especialment a l’Amèrica del Nord, la intensitat de llum de les aurores era tan gran que es diu que es podia llegir un diari en plena nit. Les comunicacions per telègraf entre Europa i els Estats Units van fallar. En algunes estacions sortien espurnes dels equips, i en més d’un cas es van generar incendis. Imagina’t quines serien les conseqüències d’una tempesta solar d’aquesta magnitud avui en dia!

Sense arribar ni de bon tros a la magnitud de la tempesta de Carrington, en èpoques més recents n’hem registrat de preocupants, com la que el març de l’any 1989 va deixar la regió del Quebec sense electricitat durant nou hores, quan es van cremar algunes centrals elèctriques canadenques. O la del novembre de 2003, que va privar Suècia de subministrament elèctric durant una hora per raons similars.

També hem pogut veure casos en què el Sol ha fallat el tret, però per ben poc. Per exemple, el juliol de 2012 una gran ejecció de massa solar va errar només per nou dies, i no va arribar a tocar la Terra. Si ho hagués fet, s’estima que els efectes haurien estat globals (satèl·lits malmesos, telecomunicacions afectades, equipaments electrònics cremats, etc.) i hauríem trigat de quatre a deu anys a recuperar-nos del desastre.

Com de freqüents són aquests esdeveniments? Els estudis que s’han fet, utilitzant les dades sobre el camp magnètic del planeta que s’han estat enregistrant durant més de vuitanta anys, prediuen una probabilitat de quatre contra cent (és a dir, del 4%) que es produeixi una tempesta solar severa en un any qualsevol, i d’un 0,7% que en tinguem una de magnitud equivalent a la de l’any 1859.

Certament, la necessitat de disposar de sistemes de redundància i d’aïllament electromagnètic per a les infraestructures bàsiques ja és una obligació. Els satèl·lits més moderns incorporen proteccions per a les tempestes solars, però, com sempre passa, aquestes proteccions tenen un límit d’efectivitat, i no es pot descartar que algun dia patim una tempesta d’una intensitat tal que algun dels ginys que tenim en òrbita quedin malmesos permanentment.

Per als humans que s’allunyin del més profund de la protecció natural, és a dir de la superfície, també hi pot haver conseqüències. És el cas dels astronautes que habiten l’Estació Espacial Internacional.

Durant la tempesta solar de l’any 2003 es va ordenar que la tripulació de l’estació espacial es refugiés, de forma preventiva, dins la part més protegida de l’estructura, i tot i fer-ho en van notar els efectes en forma de flaixos visuals. I els estudis que s’han fet demostren que, si els astronautes de l’estació espacial haguessin estat exposats a la tempesta de Carrington, els nivells de radiació haurien estat suficients perquè la probabilitat de mort arribés al 4%!

Gràcies a la magnetosfera, els humans i totes les altres espècies vives del planeta no hem de patir pel vent solar, almenys pel que fa a la salut. Però la protecció magnètica va més enllà, i com ja sabem es combina amb l’atmosfera per aturar altres bales encara molt més amenaçadores: les dels rajos còsmics.

No m’estendré aquí tornant a explicar la brutal energia que els rajos còsmics són capaços de transportar, ni quins són els possibles orígens d’aquest bombardeig continu. Tan sols tancaré el cercle parlant de l’atmosfera. Camp magnètic i atmosfera actuen en perfecta combinació, el primer desviant la major part de les partícules, i la segona fent que, mitjançant inacabables col·lisions amb les molècules d’aire, els perillosos rajos còsmics es transformin en una pluja d’altres partícules molt més inofensives.¹⁵²

I parlant de l’atmosfera… convindria recordar el que comentava al capítol anterior sobre el fet que l’acció d’un camp magnètic és un factor clau per protegir tota una atmosfera de ser escombrada pel vent solar. Pensem que és el que li podria haver passat a Mart, un planeta que va tenir, com ja hem explicat, una atmosfera molt més densa que l’actual, amb efecte hivernacle, i que va permetre que fa uns 3.800 milions d’anys l’aigua líquida fos abundant a la superfície. L’afebliment primer, i la desaparició després, del camp magnètic devia conduir a la pèrdua de l’atmosfera fins als nivells actuals (té una densitat inferior a l’1% de la nostra), i la transformació de l’antic Mart en el lloc desèrtic que ara veiem.¹⁵³

Pot haver-hi vida sense imants?

Sense un camp magnètic global podem estar ben segurs que la Terra no seria el paradís que és, i amb molta probabilitat els humans no hi viuríem. A pesar dels canvis que el camp magnètic ha patit al llarg de la història, dels seus afebliments i inversions, no es pot negar que el resultat final de la seva protecció ha estat més que satisfactori, almenys per a nosaltres.¹⁵⁴

Això significa que sense un camp magnètic que actuï en el llarg termini no és possible la vida?

Possiblement aquesta seria una afirmació massa agosarada, especialment si es té en compte la capacitat de la vida per obrir-se camí i adaptar-se a condicions diverses. No podem descartar, per exemple, que la vida s’hagués pogut refugiar sota la superfície, o en les profunditats marines, si l’acció de la magnetosfera no hagués estat suficient per protegir-nos contra el vent solar i els rajos còsmics. Tampoc podem eliminar la possibilitat que, fins i tot amb una atmosfera molt més feble i erosionada pel vent solar, algunes formes de vida haguessin trobat mecanismes de subsistència i evolució, tal com podria ser el cas de Mart, qui sap.

Però per molt que deixem volar la imaginació, costa pensar que, sense un potent i quasi permanent camp magnètic, la vida hagués pogut anar molt més enllà de construccions bàsiques i elementals, i que poguessin existir les meravelloses espècies vives que han prosperat al nostre planeta.

En tot cas, armats amb les nostres sospites que diuen que l’existència d’un camp magnètic global seria un factor clau per al desenvolupament de formes de vida evolucionades, podem dirigir ara la mirada cap a fora i detectar altres mons amb camp magnètic, per aprendre més sobre els mecanismes que el fan funcionar i també sobre els efectes que provoca la seva presència o absència.

En aquest sentit, el primer que podem fer és fixar-nos en el nostre voltant més immediat, en el Sistema Solar.

Gràcies a les diverses missions exploratòries, sabem que, a més de la Terra, Mercuri, Júpiter, Saturn, Urà, Neptú i Ganimedes (satèl·lit de Júpiter) tenen camp magnètic. A més, a partir dels registres en roques estem quasi segurs que Mart en va tenir antigament.

A l’hora d’analitzar per què aquests mons tenen camp magnètic, el primer que ens trobem és que les causes poden ser molt diferents en els planetes rocosos i en els gasosos. Per exemple, en el cas de Júpiter el seu enorme camp magnètic (el més poderós de tot el Sistema Solar, exceptuant, és clar, el del Sol) estaria alimentat per la presència d’hidrogen extremadament comprimit dins la seva atmosfera i en estat metàl·lic, és a dir, fortament conductor de l’electricitat. Per altra banda, en aquest cas no faltaria l’altre ingredient d’una dinamo, que és el moviment: Júpiter és un planeta enorme format bàsicament per atmosfera, amb capes de densitat variades, que a més es mouen diferencialment les unes respecte de les altres. I per si això no fos suficient, Júpiter gira tan sols en unes deu hores! El paradís de la convecció i de les turbulències.

Òbviament, el que més ens interessa és fixar-nos en els planetes rocosos. I ja d’entrada, la primera cosa que ens sorprèn és no trobar Venus a la llista anterior.

Les naus que hi hem enviat no han detectat la presència de cap camp magnètic global, ni tampoc de pistes a les roques que delatin un magnetisme antic (cosa, per altra banda, gens estranya, ja que amb les elevadíssimes temperatures que regnen a Venus els materials de la superfície han perdut la memòria magnètica i les pistes sobre com era el passat magnètic venusià s’han esborrat).

L’absència de camp magnètic a Venus encara representa un misteri, tot i que ja he comentat abans que podria ser deguda a una composició de materials (i densitats) lleugerament diferent de la nostra, o també a causa de l’existència d’una litosfera no fragmentada, totalment sòlida, factors que dificultarien el refredament interior (la convecció) i aturarien la dinamo interna.

El cas de Mercuri també és un recordatori de la humilitat del coneixement que tenim sobre el funcionament de les dinamos planetàries. Tenint en compte les grans dimensions del nucli metàl·lic d’aquest món, que representa el 70% en massa de tot el planeta, els nostres models preveuen una intensitat del seu camp magnètic molt més elevada que la que hem pogut mesurar. A més, els mapes magnètics que hem elaborat mostren una simetria quasi perfecta pel que fa a la intensitat del camp al llarg d’una mateixa longitud geogràfica. En altres paraules, no hi detectem anomalies ni asimetries, com sí que passa a la Terra.

Seguint el bany d’humilitat, ens podem qüestionar per què només un dels quatre grans satèl·lits de Júpiter té camp magnètic. Només se n’ha detectat a Ganimedes. Què el fa diferent dels altres, especialment de Cal·listo o Europa? Perquè en el cas de l’altre gran satèl·lit jovià, Io, la cosa sembla clara: en ser el més interior dels quatre, es tracta d’un indret torturat per l’enorme fricció gravitatòria de Júpiter, que ha convertit la seva superfície en un infern de volcans. En aquestes circumstàncies, no és estrany que no pugui sustentar un camp magnètic propi. Però i els seus altres dos companys? O Tità, el satèl·lit més gran de Saturn?

Afortunadament, Mart sembla disposat a parlar-nos d’una forma més directa. Actualment, el planeta roig no disposa de camp magnètic global, més enllà del que generen els materials magnetitzats que hi ha a la seva superfície. Però aquí sí que les roques han preservat la història antiga, i ens diuen que el planeta va tenir un camp magnètic en el passat remot.

Què li ha passat a Mart? Com va perdre el camp magnètic? Una possible explicació és que el procés de refredament que es necessita per alimentar la dinamo interna es va produir molt ràpidament, en tractar-se d’un planeta força més petit que la Terra. Així, podria ser que el seu nucli metàl·lic ja es trobés completament en estat sòlid.

En el moment d’escriure aquest llibre, la NASA té una nau a la superfície marciana especialitzada en l’estudi de l’interior. La Insight, que va aterrar a Mart l’any 2018, està equipada amb sismògrafs i sondes de temperatura que ens han d’anar desvelant els enigmes d’aquell fascinant món. De moment, la Insight ja ha pogut captar clarament moviments sísmics marcians, tot i que els tècnics han topat amb problemes importants quan el trepant ha intentat perforar la superfície per dipositar termòmetres a uns metres de profunditat. Sembla que el material que s’ha trobat en aquell indret és més resistent del que s’esperava, i la NASA finalment ha desistit del seu intent.

El resum del que sabem, o més ben dit, del que no sabem, del nostre Sistema Solar pel que fa al funcionament d’un camp magnètic és desesperant. Per començar, com ja hem anat veient, a penes entenem com va la geodinamo de la Terra. I sense models sòlids sobre aquesta qüestió no és estrany que ens sorprenguin Mercuri, Venus o Ganimedes.

Però el nostre objectiu és allargar la vista encara molt més lluny. Què succeeix amb els exoplanetes? Existeixen magnetosferes similars a la nostra? Quin paper tenen? La detecció de camps magnètics en llocs tan allunyats sembla una missió quasi impossible. Però, afortunadament, només quasi.

Creiem que hi ha determinats fenòmens provocats per la presència de camps magnètics que som capaços de detectar des de centenars d’anys llum de distància. Evidentment, estem parlant d’observacions indirectes.

Un dels més prometedors és que l’existència de la bombolla d’una magnetosfera que envolta el planeta podria detectar-se en el moment del trànsit, que recordem que es produeix quan, degut a la nostra perspectiva de visió, un exoplaneta passa per davant del disc de la seva estrella i, com a conseqüència, fa que puguem mesurar una diminuta disminució en la llum que rebem del sistema. Doncs bé, la presència d’irregularitats en el moment just de l’inici del trànsit podria ser la pista que assenyalés l’existència d’una densa magnetosfera pel davant del planeta. De fet, és possible que ja haguem detectat aquest efecte en dues ocasions. Segons alguns investigadors, els trànsits dels exoplanetes WASP-12b i HD 189733b semblarien mostrar un patró compatible amb una magnetosfera al seu voltant.

Un altre dels mètodes de detecció de magnetosferes seria confirmar l’existència d’aurores. En el nostre Sistema Solar n’hem pogut veure a Júpiter i a Saturn.¹⁵⁵ Podríem, algun dia, ser capaços d’intuir-ne en exoplanetes remots? Segurament sí. Evidentment, no mitjançant la contemplació directa de l’espectacle, sinó deduint-ho a partir de petites diferències que es podrien trobar en l’estudi de la llum rebuda (que, recorda, és llum principalment de l’estrella, participada mínimament per la que reflecteix el planeta). Actualment hi ha nombrosos estudis teòrics sobre la manera de fer-ho, i és molt probable que en els anys vinents aquesta tècnica es desenvolupi i ens pugui començar a donar alguns primers resultats.

Mentre esperem que la tecnologia evolucioni i converteixi en realitat unes deteccions que ara mateix gairebé ens semblen ciència-ficció, podem fer algunes deduccions de l’escàs coneixement que tenim sobre els mecanismes de generació i sustentació d’un camp magnètic global.

En primer lloc, cal pensar que la presència de nuclis d’elements metàl·lics a l’interior dels mons rocosos ha de ser habitual. Aquest és el cas dels planetes interiors del Sistema Solar, i és un fet que es dedueix directament del model de formació de planetes a base de col·lisions.

Quan els planetes neixen, degut a les grans temperatures són semblants a una immensa bola de magma. La separació del material, simplement per gravetat, fa que els components més pesats s’enfonsin. És un procés que anomenem diferenciació.

D’aquesta manera, hem d’esperar que els exoplanetes de composició rocosa tinguin interiors fèrrics similars al nostre. Una altra cosa és l’estat d’aquests interiors metàl·lics, perquè, com acabem de veure, és necessari que una part es trobi en estat fluid per poder alimentar la convecció que dona lloc al camp magnètic.

Una altra suposició que podem fer es basa en la proximitat d’un planeta a la seva estrella. Els exoplanetes rocosos que es trobin relativament a prop dels seus sols estaran sotmesos, amb quasi tota probabilitat, a importants friccions gravitatòries que faran que el seu mantell s’escalfi. I tal com hem explicat, un planeta que no sigui capaç de refredar-se difícilment podrà alimentar la convecció i no disposarà d’un camp magnètic significatiu.

Si aquesta línia de pensament és certa, els exoplanetes que orbiten a la zona habitable de les nanes vermelles podrien ser llocs no tan semblants a la nostra Terra com ens agradaria.

Deus recordar que les estrelles nanes vermelles són molt prometedores pel que fa a la detecció de planetes, ja que constitueixen la gran majoria dels sols de la galàxia i, a més, la presència de planetes provoca efectes de magnitud molt més detectables per nosaltres que quan els mateixos planetes orbiten estrelles més grans. Aquesta preferència ha fet que la majoria d’exoplanetes rocosos en zona habitable descoberts fins al moment orbitin nanes vermelles.

Anteriorment al llibre ja he parlat d’un fet que complicaria l’habitabilitat d’aquests mons, almenys segons els nostres estàndards: les nanes vermelles acostumen a tenir mal caràcter, i són més actives que el Sol, amb fulguracions i possiblement ejeccions de massa coronal més freqüents. Però ara també s’hi sumaria la possibilitat que, com que aquests planetes estan ubicats tan a prop de l’estrella (ja que les zones anomenades habitables de les nanes vermelles, molt més petites que el Sol, es troben força a prop seu), els efectes gravitatoris de l’astre anul·lessin la capacitat de mantenir una dinamo interna, i, per tant, un camp magnètic.

Si aquesta conclusió significa una decepció pel que fa a la possibilitat de trobar indrets a la galàxia que puguin sostenir una vida semblant a l’existent a la Terra, la natura ens ho podria compensar amb una altra de les deduccions que podem fer: els potents camps magnètics dels grans planetes gasosos podrien oferir protecció a algunes de les seves llunes: satèl·lits rocosos, amb aigua abundant provinent de la seva formació, que quedarien dins l’escut protector del planeta.

Vull finalitzar aquest capítol recordant el que comentàvem sobre la necessitat d’un camp magnètic global perquè hi pugui haver vida en un planeta. Ja deia que faríem bé de no tancar la perspectiva i associar vida obligadament a camp magnètic. La vida pot prendre formes insospitades, i trobar mecanismes per prosperar fins i tot en els ambients més hostils (com els bacteris extremòfils ens estan demostrant aquí a la Terra).

Però mirem-ho a la inversa: la detecció d’un exoplaneta de composició rocosa, que orbités a la zona habitable de la seva estrella, i amb un camp magnètic sostenible i significatiu combinaria ingredients que, ben remenats i amb sort, podrien haver conduït als mateixos resultats extraordinaris que la natura ha donat al nostre planeta.

LES CLAUS DE LA VIDA

› Sense la protecció d’un camp magnètic la vida hauria trobat moltes dificultats per evolucionar cap a formes desenvolupades. La magnetosfera de la Terra ens protegeix de la pluja de partícules provinents de l’espai, com ara el vent solar i els rajos còsmics. En aquest sentit, el treball conjunt entre camp magnètic i atmosfera és especialment efectiu.

› A pesar d’aquesta protecció, el nostre planeta pot quedar parcialment exposat a les grans ejeccions de massa que pateix periòdicament el Sol. Afortunadament, i a diferència d’altres estrelles com les nanes vermelles, la nostra sembla mostrar un caràcter més aviat tranquil i no és una estrella especialment activa.

› El camp magnètic és un element protector de les atmosferes planetàries. Sense camp magnètic, el vent solar és capaç d’escombrar, de manera lenta però inexorable, una atmosfera.

› Encara ara no tenim del tot clar com funciona la dinamo interna de la Terra que alimenta el camp magnètic. Probablement, el mecanisme més rellevant en aquest sentit seria la capacitat que té el planeta de refredar-se, cosa que provoca moviments de convecció al seu interior.

› La Terra sembla tenir una mida perfecta perquè funcioni el camp magnètic. L’interior del planeta conté fases fluides d’elements metàl·lics, conductors de l’electricitat. Si la Terra fos més petita, el nucli probablement s’hauria refredat faria temps i es trobaria en estat sòlid, incapaç de produir efectes magnètics.

141. Amb aquestes dimensions, el nucli metàl·lic extern és, en realitat, l’oceà de líquid més gran de la Terra.

142. Molta de la informació que tenim del nucli terrestre és gràcies a l’estudi de com es propaguen les ones sísmiques.

143. És el segon cop que utilitzem l’exemple de l’olla per explicar la convecció. I és que aquest fenomen és absolutament vital perquè es cuinin els teus espaguetis favorits.

144. De nou ens trobem amb el concepte de la despesa d’energia, que he resumit en una altra secció del llibre amb l’expressió que diu que en aquest univers no hi ha res de franc.

145. No cal que corris a vendre’t la brúixola. Els canvis de polaritat són fenòmens graduals i lents. No es produeixen d’una dia per l’altre, i el procés complet pot durar milers d’anys. Suposem que aquest ritme lent és el que ha fet que les espècies animals que depenen del camp magnètic per orientar-se, com ara molts tipus d’ocells, hagin pogut evolucionar i adaptar-se a la perfecció, perquè si no hagués estat així simplement no hi serien.

146. Els pols magnètics no s’han de confondre amb els anomenats pols geomagnètics. Aquests últims no són més que el resultat d’un model teòric simplificat en què el planeta es comporta com un imant inclinat respecte dels pols geogràfics. Així, els pols geomagnètics sempre són antipodals per definició, però no coincideixen amb la posició real dels pols magnètics. La posició dels pols geomagnètics es calcula, ja que surt d’aquest model ideal. La dels pols magnètics, en canvi, no es calcula sinó que es troba experimentalment sobre el terreny, i correspon als llocs on les línies del camp magnètic són verticals.

147. El flux de vent solar que rebem correspon aproximadament a unes set partícules per cada centímetre cúbic en condicions normals, i aquests ions es mouen a grans velocitats, que poden arribar als 2.000 quilòmetres per hora. Tant el flux com la velocitat del vent solar varien en funció de l’activitat de la nostra estrella.

148. Els primers episodis de la cursa espacial entre els Estats Units i la URSS van estar marcats pel lideratge soviètic. Després del llançament dels dos primers Sputnik a finals de 1957, els americans van intentar respondre amb el seu primer enlairament d’un satèl·lit, però van fracassar (el Vanguard TV3 va explotar en el moment del llançament). Finalment, els Estats Units van poder enlairar el seu primer satèl·lit, l’Explorer 1, el gener de 1958. Aquest giny anava equipat amb un comptador de partícules energètiques que va sorprendre els científics en quedar saturat. L’Explorer 1 acabava de descobrir els cinturons de Van Allen.

149. Els cicles solars van ser descoberts l’any 1843 per l’astrònom alemany Samuel Heinrich Schwabe.

150. Quan l’autor escrivia aquest llibre, l’any 2020, ens trobàvem en un mínim del cicle solar.

151. Les fulguracions solars normalment precedeixen les ejeccions de massa coronal. A diferència d’aquestes, les fulguracions no emeten partícules, sinó directament radiació, llum.

152. De les dades obtingudes gràcies a les missions marcianes, hem estimat que un any d’exploració a Mart sota els efectes dels rajos còsmics induiria en els astronautes un nivell de radiació equivalent al total que les agències espacials han marcat com a màxim per a la carrera sencera dels seus astronautes.

153. Anteriorment ja s’ha comentat que el procés de pèrdua de l’atmosfera segueix actiu encara a Mart.

154. Quants cops dec haver escrit, en el que portem de llibre, una frase similar? Em disculpo dient que d’això mateix va l’obra.

155. Tot i que en aquests dos planetes els processos responsables de les aurores són diferents als terrestres, també funcionen gràcies a la presència dels camps magnètics que generen aquests gegants.

11

El terra que es mou sota els nostres peus

On n’hi ha dos, n’hi ha tres.

Hem vist com de fascinant és el treball de la natura combinant les accions d’elements com ara l’atmosfera i el camp magnètic per facilitar-nos l’existència. Però aquest disseny encara resulta més meravellós si s’incorpora un tercer component, que encaixa perfectament amb els anteriors: la tectònica de plaques, el desplaçament de grans blocs sobre la superfície terrestre.

Tots tenim assumit que el nostre planeta és un món geològicament actiu. Algunes de les manifestacions d’aquesta activitat interna són molt espectaculars, i de ben segur que t’han fascinat de petit, com a mi. Volcans, terratrèmols o l’alçament de grans serralades i muntanyes són algunes de les indicacions que la Terra no és simplement una gran i avorrida bola de roca.

En capítols anteriors he explicat com l’acció dels volcans va ser clau en la generació de la primera atmosfera del planeta i en la regulació de les temperatures. De la mateixa manera, també hem descobert un cicle anomenat del carboni, que ha funcionat, al llarg de la història de la Terra, com a controlador del clima i ha permès l’existència d’unes condicions ideals per a la vida.

Per tant, és natural que dediqui ara un capítol a parlar d’una de les manifestacions més espectaculars d’aquesta activitat geològica, i que creiem que ha estat essencial per al desenvolupament de la vida complexa: la tectònica¹⁵⁶ de plaques, és a dir, la fragmentació de la superfície del planeta en grans blocs que es desplacen, xoquen, friccionen, s’enfonsen i se separen entre ells.

Tan fonamental ha estat aquest fenomen que els científics es pregunten si hauria estat possible la vida desenvolupada en un planeta amb una superfície permanentment inerta i immòbil. En tot cas, si bé no tenim una resposta per a aquesta qüestió, ens sembla indiscutible que sense tectònica de plaques la natura hauria seguit camins diferents.

I lamento repetir el concepte un cop més: seria més que dubtós que en aquests altres camins hi trobéssim els humans.

El trencadís que es desplaça

La història del desenvolupament científic que va confirmar l’existència de desplaçaments de plaques al llarg de la superfície del nostre planeta no és gaire diferent de la de qualsevol altre gran descobriment: l’acumulació progressiva d’observacions, algunes d’elles molt antigues, que fan sospitar que se’ns escapa alguna cosa. Fins que apareix una ment brillant¹⁵⁷ que formula una hipòtesi per explicar allò que s’observa, que posteriorment es comprova de forma experimental, i que es va refinant sobre la base de noves informacions i anàlisis fins a convertir-se en una teoria robusta i àmpliament acceptada per la comunitat científica.

Però sovint els descobriments revolucionaris, els que repten el coneixement ortodox, triguen un cert temps a obrir-se camí.

Entre els missatges que el nostre planeta ens donava des de feia segles, en destacava un: la xocant similitud en la forma d’alguns continents, que semblaven encaixar els uns amb els altres (un magnífic exemple el tenim amb la costa occidental africana i l’oriental de l’Amèrica del Sud). Aquesta semblança anava més enllà d’una simple coincidència estètica, ja que l’estudi de les roques sedimentàries a banda i banda d’aquests dos continents mostrava també extraordinàries similituds. Ah!… i això també passava amb els fòssils que es trobaven!

La persona a qui atorguem el mèrit d’haver compendiat les observacions existents i formulat una hipòtesi, l’any 1912, sobre el moviment dels continents és Alfred Wegener, un meteoròleg alemany, que va formalitzar la idea amb la publicació del seu llibre L’origen dels continents i els oceans l’any 1915. Una de les principals deduccions que presentava era que antigament tots els continents havien estat junts (formant part d’un macrocontinent que va anomenar Pangea),¹⁵⁸ i que per tant hi havia un mecanisme que en provocava el desplaçament.

Un cop més, com ha succeït al llarg de la història de la humanitat, inicialment aquesta hipòtesi no va ser ben acceptada pel global de la ciència, pel fet de ser revolucionària. Com que, de vegades, els pilars de l’edifici són incorrectes, per possibilitar l’avenç en el coneixement no hi ha més remei que enderrocar-los de tant en tant. Així, igual com van fer Copèrnic, Newton, Planck o Einstein en altres branques de la ciència, Wegener va col·locar les càrregues explosives que acabarien eliminant per sempre la visió estàtica i immutable de la superfície terrestre. De totes formes, encara es necessitava encendre la metxa.

Una de les crítiques més ferotges que va rebre el nou model, i el seu punt més feble, provenia de la manca d’explicació concreta sobre quin podria ser el mecanisme que permetria que masses sòlides, formades per roques, es poguessin desplaçar, una cosa que es considerava impossible. De fet, el primer mecanisme que el mateix Wegener va formular posteriorment es va demostrar totalment erroni: el desplaçament dels continents per efecte de la rotació terrestre, de forma similar a com una centrifugadora acaba separant radialment el munt de roba que hi hem col·locat a dins.

El plantejament de Wegener va ser ignorat per molts, però afortunadament no per tothom. El 1929, un any abans de la mort de l’alemany, un científic britànic de nom Arthur Holmes es va aventurar a postular que al mantell terrestre existien fenòmens de convecció.

De nou l’omnipresent convecció! És un fenomen que en aquestes altures de llibre coneixes força bé: l’ascensió del material més calent (en aquest cas, per la seva major proximitat al centre de la Terra), alhora que descendeix el més fred per ocupar el lloc de la massa ascendent, tancant el cercle.

Segons Holmes, la convecció podia ser la causa que la superfície es fragmentés, i que aquests fragments es poguessin desplaçar. Però, de nou, la proposta va passar en gran part desapercebuda, sense gaire pena ni glòria.

El vent va començar a bufar a favor de la nova teoria a partir de les dècades dels cinquanta i seixanta del segle passat, en bona part gràcies al desenvolupament del paleomagnetisme, una branca de la ciència que ja he comentat anteriorment i que es basa en l’estudi del registre magnètic de les roques.

Tal com hem vist al capítol anterior, la intensitat i l’orientació del camp magnètic de la Terra han anat variant durant tota la història del planeta, i les roques han preservat aquesta informació des del moment de la seva formació a partir del refredament del magma.

A mitjan segle XX, la tot just nascuda disciplina del paleomagnetisme va començar a estudiar les empremtes magnètiques a les roques antigues, i es va descobrir un fet sorprenent.

Les anàlisis que es derivaven de l’estructura de roques provinents d’Amèrica del Nord mostraven un desplaçament del pol nord magnètic durant els darrers milions d’anys que anava en una direcció diferent al desplaçament que s’obtenia quan el material analitzat era europeu. Però, ves per on, tots dos recorreguts, malgrat discórrer en direccions diferents, semblaven tenir una forma similar. Eren com dues costures que podien encaixar! Era una pista força clara que indicava que, en el passat, aquelles zones havien estat en contacte.

Més o menys en paral·lel, un altre desenvolupament, aquest cop tecnològic, va tenir un paper fonamental en la confirmació del moviment dels continents.

A finals de la Segona Guerra Mundial s’havien fet esforços per obtenir mapes detallats dels fons marins mitjançant la tecnologia del radar. Els motius inicialment no eren científics, sinó militars: determinar zones més propícies on es podien amagar els submarins amics o enemics.

Fins a aquell moment, els fons oceànics eren uns desconeguts, i el que els estudis van trobar va ser l’existència de grans serralades enmig de l’oceà Atlàntic i també en algunes parts del Pacífic, i per altra banda la presència de zones molt profundes, curiosament a prop dels marges dels continents.

Però l’impuls definitiu va arribar quan els científics, armats amb equips que permetien analitzar la magnetització del material del fons oceànic, van trobar que de les grans serralades submarines, anomenades dorsals oceàniques, semblaven sorgir zones paral·leles, a banda i banda, on la informació magnètica gravada a les roques era idèntica.

Aquelles dorsals semblaven ben bé com unes fronteres de les quals s’allunyaven, cap a un costat i cap a l’altre, materials amb la mateixa signatura magnètica, exactament com si s’hagués estat creant constantment nova superfície amb material que havia sorgit d’aquelles fronteres. I que, per tant, s’havia format al mateix temps a partir de la solidificació de magma, capturant la informació del camp magnètic existent en aquell moment, per partir-se i separar-se posteriorment avançant en direccions oposades a partir de la cresta oceànica.

És clar, si en un lloc es creava més fons marí, per força en altres havia de desaparèixer. I aquesta lògica encaixava perfectament amb el descobriment que s’havia fet de les zones profundes a prop dels continents. Aquells devien ser els punts on es destruïa fons marí!

A començaments de la dècada dels anys seixanta, Harry Hess i Robert S. Dietz publicaven dos estudis en els quals parlaven directament de la separació del sòl oceànic i la creació de nova superfície. Eren evolucions de la proposta inicial de Holmes sobre el mecanisme intern de convecció, i havien estat possibles gràcies a totes les noves evidències que s’havien acumulat després de trenta anys de treballs i anàlisis.

Tot de sobte semblava que el model de tectònica de plaques permetia encaixar (mai més ben dit) un munt de peces del puzle, des de la concentració d’activitat volcànica o sísmica que s’observava en alguns llocs del planeta fins a la formació de serralades i muntanyes (el model ortodox havia defensat que les muntanyes s’havien format per efecte de la contracció que havia patit l’escorça quan s’havia refredat el magma original, però això no aconseguia explicar el perquè de les diferents edats geològiques que mostraven les formacions muntanyoses).

Avui sabem que l’activitat de tectònica de plaques ha estat funcionant a la Terra, amb més o menys intensitat, des de fa almenys uns 3.000 milions d’anys. Dins aquest enorme període de temps, el planeta segurament ha transicionat per diverses fases de mobilitat dels continents. I, evidentment, la seva cara ha canviat moltes vegades al llarg de la història, adquirint semblants irreconeixibles respecte dels actuals.

A pesar que estem molt limitats per poder rebobinar tan enrere el temps, les fisonomies que hem pogut derivar ens porten a períodes cíclics d’agrupació i posterior fragmentació de les masses continentals. Així, la Pangea de Wegener s’hauria creat amb la col·lisió de dos supercontinents anteriors anomenats Gondwana i Lauràsia, fa uns 480 milions d’anys, i correspondria a tan sols una de les èpoques de total unificació de les terres que segurament han existit al llarg de la història geològica del planeta.

Precisament, el procés de fragmentació de Pangea, iniciat uns pocs centenars de milions d’anys després del seu naixement, aniria donant pas als progenitors dels continents actuals, en una cadena de trencadissa que els aniria separant fins a assolir la fisonomia que veiem avui en dia a la Terra.

Els constants canvis estètics del planeta

En un instant entraré en el detall de com funciona la tectònica de plaques, però abans no ho faci voldria destacar que tenim raons per sospitar que la Terra ha transitat per diferents estadis pel que fa a aquesta qüestió, i fins i tot podria ser que en alguns períodes l’activitat tectònica hagués estat inexistent, o quasi.

Fos com fos el passat, és evident que a la Terra actual la tectònica de plaques està ben activa, i és el motor principal de l’activitat geològica del planeta.

Bàsicament, la tectònica de plaques es produeix degut a diferències en la capacitat de flotació entre les dues capes que formen la pell exterior del planeta: la litosfera i l’astenosfera.

La litosfera és la més externa de les capes, i té una profunditat variable, al voltant dels 100 quilòmetres. Inclou el que anomenem escorça, que vulgarment seria la superfície, sobre la qual vivim i que és molt fina (a penes entre 5 i 10 quilòmetres de gruix), i una petitíssima part del mantell, que forma el 84% del volum de la Terra i que s’estén fins als 3.000 metres de profunditat. No tota l’escorça és igual, i mostra diferències notables en la seva composició i característiques. Així, tenim l’escorça oceànica, relativament prima i més densa (i més jove, com ara veurem), i l’escorça continental, més gruixuda i menys densa.

El fet més rellevant de la litosfera actual del planeta és que està fraccionada: està literalment trencada en el que anomenem plaques tectòniques, que pots imaginar com gegantines peces d’un puzle que encaixen mitjançant costures.

Classifiquem aquestes plaques en funció del tipus d’escorça que contenen. La majoria acostumen a tenir tant escorça oceànica com continental, i les anomenem mixtes (això vol dir que aquestes plaques s’estenen a través de grans superfícies que inclouen terra ferma i fons marins). N’hi ha, però, que tan sols tenen escorça oceànica (evidentment, les anomenem oceàniques) i es troben sempre submergides, formant part dels fons oceànics. També trobem plaques que tan sols tenen escorça continental. Cal recordar que en qualsevol cas, i amb independència del tipus de placa, com que formen part de la litosfera totes contenen material del mantell per sota de l’escorça.

Per sota de la litosfera trobem l’astenosfera, que també conté una molt petita part del mantell, i que està més calenta degut al fet que suporta més pressió i rep més energia provinent del centre del planeta. Els materials de l’astenosfera es comporten, com a conseqüència, com una mena de fluid viscós. Aquest fet permet que les plaques tectòniques de la litosfera es moguin i desplacin per sobre. Els moviments són molt petits, però clarament mesurables en escales humanes: desenes de mil·límetres per any (en alguns casos, fins a desenes de centímetres per any!).

Hi ha set plaques tectòniques que, per la seva extensió, considerem principals. Són la Pacífica, la Nord-americana, l’Eurasiàtica, l’Africana, l’Antàrtica, l’Indo-Australiana, i la Sud-americana. Tanmateix, n’hem identificat moltes més que anomenem secundàries i que són considerablement més petites.

El desplaçament de les plaques provoca una gran interacció entre elles a les zones on entren en contacte, on col·lisionen, es pressionen, i es mouen l’una contra l’altra generant fricció. És justament en aquestes zones on es manifesten la major part dels fenòmens geològics més impressionants de la Terra, com ara els terratrèmols i volcans, o l’aixecament de muntanyes.

Per exemple, el conegut com a Cinturó de Foc, un gran cercle que recorre tota la costa oest del continent americà i la costa est de l’asiàtic fins a Oceania i Nova Zelanda, és la costura on la placa Pacífica, la més gran de totes les que existeixen, entra en contacte amb les plaques veïnes. Aquest cercle concentra aproximadament el 75% dels volcans actius i el 90% dels moviments sísmics del planeta.

Algunes de les plaques tectòniques es desplacen de forma lateral, fregant l’una contra l’altra. Això fa que acumulin tensió, com si quedessin travades, i aquesta tensió es pot alliberar sobtadament, de forma brusca, com a moviment sísmic.

En altres casos, les plaques xoquen pràcticament de front, i la més densa es veu obligada a ensorrar-se per sota de l’altra, en un procés que s’anomena subducció. Com que les plaques oceàniques són més denses, són aquestes les que subdueixen.

També es dona la situació inversa, és a dir, la separació entre dues plaques que es mouen en direccions oposades. La conseqüència d’aquest moviment és ni més ni menys que la creació de nova litosfera. L’espai que deixen les plaques és ocupat per material que ascendeix mitjançant moviments de convecció que tenen lloc a l’astenosfera.

Aquesta creació de nova litosfera té lloc, de nou, a les crestes oceàniques. Tot i això, com que les fronteres entre plaques són dinàmiques, i es deformen i fraccionen, és perfectament possible identificar, en plena zona continental, regions amb fractures on dos fragments se separen.

Coneixem bé exemples de cada un dels tipus de moviments que acabo d’explicar. La falla de San Andrés, que descendeix per la costa de Califòrnia fins a Mèxic, és el producte de dues plaques, la del Pacífic i la Nord-americana, que freguen l’una contra l’altra i acumulen tensió al llarg dels anys. Malauradament, els efectes són catastròfics per a les poblades ciutats de la regió, com bé saps, amb alguns terratrèmols molt dramàtics que s’han anat succeint de forma periòdica al llarg de la història recent.

Un magnífic exemple de plaques oceàniques que se separen les pots trobar si visites Islàndia. En determinats llocs de l’illa, els límits entre la placa Euroasiàtica i la Nord-americana es poden literalment tocar estirant els braços, i pots passar fàcilment de l’una a l’altra. Aquest procés de separació segueix tot al llarg del fons de l’oceà Atlàntic cap al sud.

Un cas de subducció es pot localitzar a la costa oest de Sud-amèrica, on la placa oceànica provinent del Pacífic s’enfonsa sota la del continent.

Finalment, un exemple de separació de fragments en ple continent és la Gran Vall del Rift, una enorme fractura vertical que recorre grans extensions de l’Àfrica oriental.

Hi ha moltes altres característiques observables que la teoria de la tectònica de plaques ens explica de forma elegant. La presència de llargues serralades, amb proliferació de volcans, tot resseguint la costa d’un continent es deu a la subducció d’una placa oceànica per sota de la continental. S’anomenen arcs volcànics (els Andes sud-americans en són un exemple). Per altra banda, els nombrosos conjunts d’illes volcàniques amb aspecte d’arc apareixen quan la subducció es produeix sota una altra placa oceànica, com succeeix a l’arxipèlag japonès.

Tota aquesta activitat de plaques fa que la litosfera del planeta es renovi constantment, a mesura que progressa la subducció en uns llocs i en altres indrets les plaques se separen creant nova litosfera.

Es calcula que l’escorça oceànica de la Terra es renova completament cada 185 milions d’anys aproximadament! Per la seva part, el procés de reconstrucció de l’escorça continental, que com hem vist és molt menys propensa a enfonsar-se, és molt més llarg, segurament per sobre dels 2.000 milions d’anys.

Aquesta situació asimètrica és exagerada pel fet que un cop una placa comença a enfonsar-se sota una altra, el mateix pes del material arrossega la resta. A més, a diverses profunditats es produeixen transformacions en l’estructura i composició dels silicats que els fan guanyar més densitat i accelerar encara més l’enfonsament.¹⁵⁹ El resultat és que les plaques que subdueixen es mouen entre tres i quatre cops més ràpid que les que queden per sobre.

Qui va trencar la superfície?

Què és el que alimenta la tectònica de plaques? Els científics segueixen discutint sobre quins són els processos en detall que fan que la superfície del planeta no pari de moure’s, però sembla que, almenys, tenim identificades les raons principals.

En primer lloc, la diferència de flotabilitat entre els materials que formen la litosfera i els de l’astenosfera, que fa que la primera, menys densa, pugui moure’s per sobre de la segona.

De tota manera, és interessant notar que si no hi hagués cap mena de transformació en el material de les roques la tectònica de plaques tampoc no podria funcionar, ja que res faria que una determinada placa s’enfonsés cap dins de l’astenosfera. El truc és que la diferència de flotabilitat (en definitiva, de densitat) depèn no tan sols de la composició dels materials que formen les dues capes, sinó també de factors com ara la temperatura o la pressió, de manera que el mateix moviment de subducció, com hem vist abans, provoca transformacions en el material que s’està enfonsant i el fa més dens.

Un altre dels motors de la tectònica de plaques és l’existència de processos de convecció alimentats pel cor mateix de la Terra.

Quan revisàvem com funciona el camp magnètic terrestre vèiem com al nucli del nostre planeta i la zona que l’envolta s’emmagatzemen grans quantitats d’energia. Part d’aquesta energia prové encara de l’època en què es va formar el planeta, i és un recordatori dels violents xocs que van tenir lloc a l’inici del Sistema Solar. Una altra part de l’escalfor de l’interior terrestre és generada per la descomposició radioactiva d’elements químics pesats. Per altra banda, el mantell està sotmès a grans pressions, i també allibera energia amb els processos de cristal·lització que tenen lloc en aquestes condicions.

Tota aquesta energia, en forma de calor, és la que posa en marxa la convecció que afecta les parts més externes del mantell, en especial l’astenosfera. Cal dir que la grandària de la Terra ha permès que, quasi 4.600 milions d’anys després de néixer, el motor de generar energia seguís funcionant, a diferència del que passa a Mart.

L’explicació que he fet fins ara, i l’esment de Mart, et podrien donar la sensació que ho tenim tot clar, que sabem perfectament quines són les raons de la tectònica de plaques al nostre planeta. Però res més lluny de la realitat.

Quan es revisa la història tèrmica de la Terra, qualsevol simulació que sigui massa simple condueix al desastre: sembla indiscutible que en el passat remot l’interior del planeta era força més calent, i que més temperatura significaria menys viscositat en els materials del mantell. Això provocaria una major activitat de convecció, i, al seu torn, un major dinamisme de les plaques.

Hauria estat un procés en cadena nefast, ja que el transport de calor cap a la superfície sense aturador hauria fos completament l’escorça fa aproximadament uns 2.000 milions d’anys, i gràcies als registres geològics sabem que no va ser el cas, de manera que hi ha investigadors que sospiten que en el passat remot l’activitat de les plaques era menys intensa.

En aquest sentit hem aconseguit avenços interessants amb algunes simulacions que incorporen als models el comportament químic del material del mantell sotmès a convecció, i com aquest material es va transformant a mesura que canvien les condicions.

En qualsevol cas, creiem que tan sols amb diferències de flotabilitat i amb un motor d’energia no n’hi ha prou per produir tectònica de plaques. Perquè els moviments de convecció puguin mobilitzar les plaques és necessari… que hi hagi plaques!

Aquest fet tan obvi no és trivial. La fragmentació de la litosfera terrestre en plaques és possible gràcies a les propietats de viscositat i d’elasticitat que té el material que la compon. Per exemple, una litosfera rocosa com la nostra, però més compacta i no tan elàstica, possiblement no es fragmentaria. Podria ser perfectament el cas de Venus, un planeta molt semblant al nostre, que ha de tenir un interior similar, però amb una litosfera més compacta i menys dúctil degut a l’absència d’aigua.

Tot i això, a pesar de no tenir tectònica global en forma de moviment de plaques, Venus sí que mostra activitat tectònica en forma de vulcanisme (molt intensa, per cert!) i creació de muntanyes, de manera que encara són molts els interrogants que tenim sobre els processos geològics que tenen lloc en aquest planeta.

Què és el que ha fet que la litosfera terrestre tingui les propietats ideals per permetre la tectònica de plaques? Perquè, en definitiva, del procés de formació planetària n’hauríem d’esperar que la composició del mantell i de l’escorça dels planetes rocosos, a base de silicats, hagués de ser similar, ja que no hi ha raó per pensar que els maons originals, els planetesimals, que van formar la Terra o, posem pel cas, Venus haguessin de ser gaire diferents.

I, de fet, molts autors sostenen que el nostre planeta no sempre ha presentat les característiques adequades per alimentar la tectònica de plaques. No descartem que la Terra hagi viscut períodes en què, simplement, no existís fragmentació de la litosfera, un fet gens estrany si s’observen els mons rocosos del Sistema Solar, com ara Mercuri o Mart.

En realitat, veient aquests casos es diria que una litosfera ben compacta i d’una peça seria l’estat més habitual, i per tant la nostra situació actual podria ser considerada excepcional. És clar, però, que tenim poquíssimes referències, i no es pot concloure una norma a partir de les dades de tan sols un nombre tan escàs de casos.

Tal com deia anteriorment, tenim evidències que demostren que la Terra tenia tectònica de plaques fa almenys uns 3.000 milions d’anys. Potser mai no sabrem com era abans el nostre planeta, però com a exercici estaria bé plantejar-se de quina manera es pot arribar a fragmentar una litosfera sòlida i compacta. Com es produiria aquesta transició? Què és el que la fragmentaria i crearia les plaques que després la convecció interna bellugaria?

Es tracta d’una altra qüestió sobre la qual de moment tampoc no tenim una resposta final, però sí alguna hipòtesi interessant. Una hipòtesi que tindria l’aigua com a protagonista essencial.

Segons aquesta hipòtesi, l’aigua hauria contribuït a fer que l’escorça del planeta fos un xic més flexible, i per tant fragmentable en plaques. A més, la progressiva hidratació del mantell, que hauria anat absorbint aigua que inicialment es trobava més concentrada a la superfície, hauria proporcionat menys viscositat al material de l’astenosfera, fent que l’eficiència del procés de convecció augmentés i que d’aquesta manera s’accelerés el moviment tectònic fins als nostres dies.

En resum, podríem concloure que els ingredients bàsics perquè hi hagi tectònica de plaques són un interior calent que pugui generar moviments de convecció del material del mantell, per descomptat una composició rocosa, a base de silicats, però amb densitats molt ben equilibrades, i molt probablement la presència d’aigua.

Gràcies per haver trencat la Terra

Tal com hem vist en el capítol dedicat a l’atmosfera, la renovació de la pell del planeta és fonamental per a la regulació global de la temperatura a partir del cicle del carboni.

Recordem que aquest mecanisme es basa en la circulació de carboni entre l’atmosfera i el mantell. Les pluges arrosseguen CO₂ en forma d’àcid carbònic, que desplaça SiO₂ de les roques, en un procés força lent, per formar carbonats. Aquests carbonats s’acumulen als fons marins, i són transportats per la subducció de les plaques oceàniques a profunditats on el procés s’inverteix i es torna a alliberar CO₂, que acaba escapant-se a l’atmosfera. La regulació de la temperatura s’aconsegueix jugant amb el règim general de pluges i l’eliminació o alliberament del CO₂ de l’atmosfera.

Tan sols podem especular sobre quines haurien estat les conseqüències per a la Terra de no haver tingut mai tectònica de plaques i, com a resultat, no disposar de la regulació climàtica a llarg termini del cicle del carboni. Com seria la vida? Existiríem, els humans?

Novament, en aquest llibre ens trobem amb la discussió del que hauria passat. I aplicant el sentit comú podem atrevir-nos a dir que l’arbre de la vida, una construcció complexa que ha evolucionat seguint multitud de camins i abandonant-ne d’altres, en un tortuós viatge fins a nosaltres, podria haver seguit altres itineraris perfectament sense el gran cicle regulador de les temperatures. Els extremòfils ens demostren l’extraordinària capacitat que té la vida d’adaptar-se a entorns radicals, però això no vol dir que els organismes més desenvolupats també ho puguin fer.

Al capítol vinent parlaré de les extincions massives, que han provocat canvis radicals en aquesta evolució de la vida. Algunes de les causes que les van provocar van conduir a canvis climàtics severs, i el que és clar és que, després d’aquestes catàstrofes, la recuperació de la vida va ser brutal i ràpida, segur que gràcies a l’adaptabilitat de les espècies supervivents, però també a l’efectivitat que va demostrar el planeta Terra per tornar a condicions climàtiques molt similars a les que hi havia abans dels cataclismes. Fins a quin punt aquesta capacitat hauria quedat compromesa sense el cicle del carboni? Sense tectònica de plaques?

Ja he comentat uns quants cops el cas de Venus, el planeta veí. La manca de tectònica de plaques és el que ha convertit aquest món en un veritable infern? Segurament són diversos els factors que hi han contribuït, començant pel fet que es troba més a prop del Sol, però sembla força plausible que el planeta entrés, fa molt temps, en una mena de reacció en cadena sense aturador: la càrrega de la seva atmosfera amb el CO₂ provinent d’una intensa activitat volcànica, i la incapacitat de Venus de fer circular el gas per la manca de moviment de plaques.

Ens està mostrant Venus el que li passa a un planeta quan un esdeveniment global, com ara el vulcanisme, desequilibra el clima sense cap altre mecanisme que el moderi?

Són moltes preguntes sense resposta (sis interrogants acumulats en els darrers paràgrafs!). I ara, més: com podem pretendre tenir-les, les respostes, quan la Terra és, de moment, l’únic lloc conegut on funciona la tectònica de plaques? L’únic oasi amb vida que hem pogut detectar?

Qui més està trencat?

Aquesta manca de coneixement, però, no ens atura. Ben al contrari, ens encoratja a seguir buscant, remenant la galàxia per intentar trobar casos similars al del nostre planeta.

És per aquest motiu que, com fem al final de cada capítol, ara ens preguntem què hi deu haver, allà fora. Com deuen ser els planetes similars a la Terra en altres sistemes estel·lars. Els que siguin de composició rocosa… tindran tectònica de plaques que els faci disposar d’un mecanisme regulador del clima? O, almenys, l’hauran tingut en algun moment de la seva història?

És interessant, perquè els científics es troben dividits davant aquestes qüestions.

Així, alguns grups d’investigadors prediuen que la tectònica de plaques seria un fenomen quasi obligat en l’evolució de pràcticament qualsevol planeta rocós, que apareixeria en un moment o altre de la seva història. I, en inquietant contrast, altres opinen justament el contrari, i segons ells el fenomen de la tectònica de plaques seria un fet extraordinari i molt poc probable.

Així les coses, pràcticament començant els descobriments d’exoplanetes i lluitant per desenvolupar les tecnologies que ens permetin analitzar-los a distància, poc més podem fer que plantejar probabilitats.

Crec que no fa falta que torni a insistir, després d’haver-ho explicat en diverses ocasions en altres capítols, en les enormes dificultats que tenim quan intentem estudiar característiques dels exoplanetes. De tota manera, els problemes que hem anat veient, per exemple, per detectar atmosferes no són res si els comparem amb els que comporta l’estudi de la composició de les superfícies, i encara més dels seus interiors. Perquè, almenys, les atmosferes deixen el seu (ínfim) rastre en l’espectre de llum, quan aquesta travessa els gasos que componen els aires d’aquells mons llunyans.

Malgrat els entrebancs, si hi ha alguna cosa que caracteritza la curiositat humana és la capacitat d’inventar-se formes imaginatives per superar-los. Així que, armats amb aquesta inventiva, equips pioners de científics estan recorrent a una de les informacions sobre composició que sí que podem obtenir dels sistemes exoplanetaris. En concret, la que ens proporcionen les mateixes estrelles.

Com és normal, no tots els sols pertanyen a la mateixa generació. En funció del moment del seu naixement, però també de factors locals que afectaven la composició dels materials de la nebulosa mare, les estrelles presenten petites diferències en l’abundància relativa d’elements químics. La mort de generacions anteriors d’astres modifica els materials de les nebuloses, i les van enriquint de les impureses¹⁶⁰ que després necessitarà l’univers per fabricar planetes rocosos, o vida.

En un exercici de simplificació, els astrònoms anomenen «metalls» tot allò que no és hidrogen o heli, els components majoritaris d’una estrella. Així, es parla del concepte de metal·licitat,¹⁶¹ és a dir, l’abundància en elements químics més enllà de l’heli que té un astre.

El sentit comú ens diu que la composició d’una estrella ha de reflectir molt bé quines eren les abundàncies dels materials del disc protoplanetari on es va formar, i, per tant, potser podem deduir alguna cosa sobre com seran els planetes que hi ha al voltant, ja que van néixer del mateix material. En concret, i per estudiar la tectònica de plaques, els «metalls»¹⁶² que ens interessen són el silici, el ferro, el magnesi i el sodi.

Entre altres coses, si poguéssim conèixer l’abundància de ferro amb relació al silici i al magnesi per a un determinat planeta podríem tenir informació sobre les dimensions del seu nucli metàl·lic respecte del global (i, per tant, sobre la possibilitat que existissin mecanismes generadors de calor interna i de convecció).

Per altra banda, la relació entre magnesi i silici ens parlaria de la possible composició del mantell.¹⁶³ I pel que fa al sodi, els nostres models a la Terra indiquen que els materials més rics en aquest element subdueixen menys, de manera que una gran abundància relativa de sodi podria indicar superfícies menys propenses a suportar processos de plaques.

Evidentment, no és tan simple com acabo de descriure, ja que hi ha molts altres factors locals que poden afectar la composició rocosa, com per exemple la presència d’una atmosfera oxidant (és a dir, amb oxigen lliure). També sabem que, pel que fa a determinats elements químics (com ara un dels que ens interessa, el sodi), les composicions estel·lars no reflecteixen bé la dels planetes, ja que el procés d’acreció que té lloc als discs protoplanetaris afecta la distribució dels elements menys pesats.¹⁶⁴

Però en qualsevol cas l’estudi de les abundàncies relatives de determinats elements químics a les estrelles, corregint les simulacions amb models que tinguin en compte efectes com el comentat del sodi (i altres!), ens pot donar una primera indicació, basta i a l’engròs, sobre què podem esperar dels planetes rocosos que les orbiten.

Així, els primers estudis que s’han fet amb aquestes tècniques estimen que, aproximadament, un terç de les estrelles analitzades presenten abundàncies relatives de «metalls» compatibles amb la formació de planetes que puguin tenir tectònica de plaques.

És important que recordis el que explicava anteriorment, però: una tectònica de plaques activa requereix altres factors, i no depèn tan sols de la composició química dels seus materials. De manera que et convido a interpretar aquest 33,33% com un llindar màxim (i si no, que l’hi diguin a Venus!).

En altres paraules, si els nostres models són prou correctes, aproximadament un de cada tres sistemes estel·lars a la galàxia serien candidats a tenir planetes que, potser, i només si les altres circumstàncies acompanyen (per exemple, amb una mida mínima que permeti mantenir l’energia interna durant molt de temps, o amb la presència d’aigua líquida per proporcionar flexibilitat a la litosfera i que es pugui fraccionar), podrien, en algun moment de la seva història, tenir activitat tectònica de plaques, i, per tant, un poderós mecanisme de regulació del clima a llarg termini. Lamento que hagi quedat una frase tan llarga i amb moltíssims condicionals, que actualment hem d’interpretar com a incògnites. Però és el que hi ha, ara per ara.

A pesar del nostre desconeixement, no tan sols del que hi ha allà fora, sinó també del que tenim aquí, al nostre propi planeta, no es pot negar que es tracta d’una línia d’investigació apassionant, que ens anima a seguir mirant sota els nostres peus i alhora al cel per entendre com funciona un dels mecanismes més importants, inesperats, i encara força misteriosos que ha contribuït a l’habitabilitat de la Terra.

LES CLAUS DE LA VIDA

› La Terra presenta moviments de grans fragments superficials, fet que s’anomena tectònica de plaques. Aquesta característica té relació directa amb el desenvolupament de la vida, ja que permet que funcioni un cicle regulador del clima a la Terra, el del carboni.

› La tectònica de plaques requereix uns ingredients bàsics per poder funcionar: un interior planetari calent, mecanismes de convecció, i una composició de la superfície que pugui permetre la fragmentació.

› Aquesta capacitat de fragmentació de la superfície planetària podria tenir relació amb la presència d’aigua. Des d’aquest punt de vista, l’aportació d’aigua a la Terra durant el període en què es va formar podria haver estat vital per al funcionament de la tectònica de plaques que ha tingut lloc durant gran part de la història del planeta.

› Encara amb moltes incògnites, sospitem que només un terç de les estrelles de la galàxia podrien tenir planetes de composició rocosa que poguessin alimentar una activitat de plaques i, per tant, de regulació global del clima. Aquesta xifra seria un topall màxim, però, ja que està estimada tan sols en funció de la composició dels materials que tindrien aquests planetes, però sense tenir en compte altres factors bàsics, com la presència d’aigua o el manteniment d’interiors calents.

156. La paraula tectònica prové de grec tektonikos, que significa «referent a la construcció».

157. Cada cop és més difícil que puguem parlar d’una única ment brillant al davant dels descobriments científics, simplement perquè la quantitat de coneixement existent, la complexitat dels temes, i també la interconnexió que es necessita entre diverses disciplines fa pràcticament impossible que un únic científic generi per ell mateix una revolució en la ciència. Actualment, els desenvolupaments els fan grups nombrosos d’investigadors, tot i que habitualment són tan sols els líders d’aquests grups els que reben nom i, de vegades, fama. En aquest sentit, segurament hem perdut part de l’encant que ens fa admirar figures com Aristòtil, Copèrnic, Galileu, Newton, Planck o Einstein.

158. Pangea significa «totes les terres».

159. Per exemple, a profunditats entre 35 i 50 quilòmetres el material de l’escorça pateix transformacions a mesura que les composicions d’ortopiroxè són reemplaçades per granats. Encara a més profunditat, a partir dels 300 quilòmetres, el diòxid de silici passa a estats cristal·lins més densos.

160. Quina paradoxa! Enriquir l’espai amb impureses! Però es tracta ben bé de totes dues coses alhora. D’una banda un enriquiment, ni més ni menys que el que permetrà la vida. I de l’altra basat en impureses, ja que en comparació amb el contingut d’hidrogen i heli de l’univers tots els nous elements químics alliberats per les estrelles a penes representen res.

161. Una astoradora simplificació a ulls d’un químic! En astronomia, qualsevol element més complex que l’heli s’anomena genèricament metall.

162. Malgrat que també soc astrofísic, la meva primera formació com a químic m’obliga a seguir posant cometes en aquest ús de la paraula metall!

163. A mesura que va disminuint la proporció de magnesi respecte al silici, els materials rocosos van mostrant una progressió en el domini d’olivines (Mg2SiO4) cap a piroxè (MgSiO3) i finalment cap a quars (SiO2).

164. En concret, el nostre planeta mostra una abundància de sodi amb relació al silici que és tan sols un 26% de la que observem en la composició del Sol.

12

La vida

El mar es mostra encalmat i monòton. Una enorme extensió de color blau que sembla no tenir final.

Però aquesta monotonia és trencada per l’esclat, a la superfície, d’una columna ascendent de bombolles. És gas metà, que s’escapa a l’atmosfera després d’haver pujat quilòmetres des de les profunditats.

Allà sota, on no hi arriba la llum del Sol, grans esquerdes escalfen l’aigua circumdant quasi a temperatura d’ebullició mentre deixen anar l’alè calent de l’interior del planeta.

A uns pocs metres d’una de les fractures rocoses, en una petita cova natural on s’han anat acumulant materials transportats pels corrents marins, la natura s’entreté jugant a ser químic. És una prova més dels milions que du a terme cada dia en aquell planeta jove i encara inanimat.

Però aquesta prova en concret té una cosa que la fa diferent de les altres. Per atzar, una combinació d’aminoàcids afavorida per l’alta temperatura de l’entorn ha generat una cadena, una mena de proteïna primitiva com mai abans s’havia vist. El que la fa especial és la seva capacitat per crear còpies de si mateixa. Pot replicar-se, simplement perquè altres aminoàcids s’adhereixen a parts de la nova molècula, i ho fan en un ordre i d’una manera que automàticament els fa encaixar per produir, justament, una imatge idèntica al motllo.

Entre les quasi infinites combinacions que s’han anat generant a cada segon al llarg de desenes de milions d’anys, aquella és la guanyadora. Tard o d’hora, aquella combinació d’aminoàcids s’estendrà per molts altres indrets del planeta, a prop de les fosses oceàniques alimentades per l’energia geotermal.

Quedarà molta feina per fer, encara. Però la llavor ja ha aparegut i el planeta no la deixarà anar. Aquell disseny bàsic evolucionarà amb combinacions posteriors, totes fortuïtes, i que en la gran majoria d’ocasions duran a carrers sense sortida. Però, bàsicament com a resultat d’un joc de probabilitats i d’assaig i error, algunes de les associacions perduraran i es diversificaran durant els següents centenars de milions d’anys dins dels oceans de la jove Terra, protegides dels efectes perjudicials de la radiació ultraviolada del Sol.

Va ser així com va néixer la vida a la Terra?

De totes les preguntes que la humanitat té pendents de contestar, aquesta, la de l’aparició de la vida, és la més extraordinària.¹⁶⁵ Què pagaríem per tenir el relat, per entendre com s’ho va fer la natura per crear la primera espurna de vida!

La contemplació de qualsevol organisme complex, el d’una insignificant formiga, ens fa esclatar el cervell pensant en la quantitat d’alquímia que ha hagut de combinar-se per fabricar un ésser tan meravellós. Si intentem contestar la gran pregunta des d’aquesta perspectiva, mirant d’entendre com funciona un organisme evolucionat, no ens en sortirem pas.

És necessari baixar a l’escala del més petit. Fer zoom als components de les cèl·lules més simples de la natura, i entrar dins de les molècules que formen les proteïnes. En altres paraules, hem de començar pel més bàsic. Fins que no entenguem com es pot, tan sols amb efectes naturals, crear una molècula capaç de replicar-se no podrem fer el pas següent, passar de lliçó i avançar cap a l’enteniment de com perdura i evoluciona la vida.

I en això estem. En la lliçó 1. Tot just començant el curs. Il·lusionats, això sí.

Aquest capítol contindrà, per força, moltíssims més enigmes que respostes. Però tot i així l’escric amb la confiança que et pugui despertar reflexions interessants, i que, un cop més, ens ajudi a meravellar-nos sobre la nostra pròpia existència i sobre la fortuna de la vida.

Què és, la vida?

El primer que hem de fer, si volem parlar de la vida, és definir-la. I és sorprenent com d’incòmode ens resulta fer-ho degut a les enormes dificultats que tenim per dir què és vida i què no ho és!

Per exemple, en ple segle XXI encara discutim si un virus és vida o no. És cert que la major part de la comunitat científica no li atribueix aquesta propietat, ja que un virus no té la capacitat de reproduir-se per si mateix ni d’activar cap mena de metabolisme, i necessita envair una cèl·lula per apropiar-se d’aquestes habilitats. Però el punt important de la discussió és que no tenim clar on hem de situar la frontera de la vida.

Les definicions de què entenem per vida han anat canviant amb el temps i, atenció, en comptes de simplificar-se s’han complicat enormement. Una demostració més de les dificultats a què em referia.

Fa anys estudiava a l’escola que vida és tot allò que neix, creix, es reprodueix i mor. Però amb aquesta definició han anat sorgint problemes greus. Per exemple, coneixem unes proteïnes, anomenades prions, que són capaces de reproduir-se i desenvolupar-se, i causar seriosos problemes neurodegeneratius en els humans.

Les revisions que s’han fet de la definició de partida han incorporat més condicions. Per exemple, una de les definicions més habituals en aquest moment estableix que s’han de complir set condicions (en lloc de les quatre originals) per catalogar un ésser com a viu. Algunes d’aquestes set són tradicionals, com ara el creixement o la capacitat per reproduir-se. Però les altres no són tan intuïtives.

En primer lloc tenim l’organització. Aquesta característica diu que els organismes vius són capaços de formar estructures com ara òrgans i teixits. Aquesta organització normalment evoluciona posteriorment cap a l’especialització (òrgans o teixits que fan determinades coses). L’organització aniria encara més lluny, i també s’aplicaria als organismes unicel·lulars: a pesar que no formen òrgans, poden organitzar-se en colònies, o disposen d’unitats especialitzades dins la cèl·lula, com ara els ribosomes.

La presència de metabolisme és una altra de les condicions. Per metabolisme entenem el conjunt dels processos bioquímics que tenen lloc dins un organisme viu. Perquè, al final, tots som pures reaccions químiques, des del funcionament del cervell (amb tot el que això significa: pensar, emocionar-se, recordar, parlar, estimar…) al del sistema immunològic. Tot són interminables, complexos i meravellosos processos químics.

Després apareix com a condició l’homeòstasi, que és la capacitat de mantenir l’organisme en les condicions necessàries i idònies, per exemple regulant la seva pròpia temperatura.

La resposta també forma part de la definició. És l’aptitud per reaccionar i respondre als estímuls exteriors, a canvis en l’entorn, potser en funció de variacions en les condicions de llum, de temperatura, o d’humitat. O, fins i tot, reaccionant davant de canvis químics en el mitjà, com ara augments o disminucions del pH (del grau d’acidesa).

La setena és l’evolució, és a dir, l’adaptabilitat al medi a partir de la selecció natural, que fa que els trets genètics més favorables per a la supervivència d’aquella espècie passin de generació en generació.

La realitat és que si seguís buscant definicions en trobaria tantes com definidors. En un moment en què comencem a obrir els ulls a altres mons, com el cas de Mart comentat àmpliament en el llibre, o fins i tot el de Venus (i la possibilitat de vida bàsica als núvols alts de la seva atmosfera en coexistència amb l’extremadament corrosiu àcid sulfúric), la NASA ha preferit recórrer a una definició molt més genèrica, una mena de calaix de sastre que diu que la vida seria un sistema químic que pot autosustentar-se i que és capaç d’evolucionar.

I és que les agències espacials reconeixen millor que ningú els problemes que tenim per identificar vida. S’hi troben els seus astrobiòlegs quan s’escarrassen a dissenyar experiments que, en altres mons, puguin posar en evidència l’existència de formes de vida insospitades per a nosaltres.

La complexitat de la pregunta «què és vida» és enorme, i es fa més evident quan es baixa a l’escala del més diminut, on es troben els llindars. Ningú dubta que una persona, o una papallona, són éssers vius. Però si ens desplacem més enllà dels bacteris la nostra imatge de la vida es comença a difuminar.

Si tornéssim a convidar l’imaginari viatger que, en alguna altra secció del llibre, ens ha visitat per explorar el planeta o l’univers,¹⁶⁶ coincidiria amb nosaltres a l’hora de catalogar la vida? Ens sorprendria amb la seva identificació de components vius, segons el seu estàndard, que per a nosaltres estarien absolutament inanimats?

No voldria complicar-ho encara més, però considero interessant la reflexió. En un moment en què estem vivint una veritable revolució tecnològica i veiem com les capacitats de càlcul dels ordinadors estan progressant a un ritme vertiginós en tan sols uns pocs anys… ens podem imaginar un futur llunyà en què els humans, per tal d’assegurar la nostra pervivència, ens haguem traslladat dins la memòria d’un ordinador?

Perquè, en definitiva, tu ets tu gràcies a la teva consciència. Ens podrien reemplaçar tots els òrgans del cos amb components artificials, que mentre no ens toquessin la consciència seguiríem sent nosaltres. Una consciència que es podria arribar a transformar en bilions de línies de codi dins un ordinador, de forma que seguíssim pensant i sent nosaltres mateixos dins un món virtual. Res de malalties, ni de malformacions, ni d’obsolescència biològica dels òrgans amb l’envelliment. Res de cos. Tan sols la consciència dins una màquina.

Seríem vida, llavors?

Sí, reconec que he fet un salt massa agosarat, però si els paràgrafs anteriors serveixen per il·lustrar les dificultats que ens podríem trobar allà fora, al cosmos, per dir el que és vida i el que no i et provoquen sorpresa i interès ja hauré assolit l’objectiu que em vaig marcar quan els escrivia.

El calendari de la vida

Sense una definició, així de precaris i alhora valents, ens disposem ara a revisar quina hauria estat la història de la vida a la Terra.

El primer de tot és buscar una primera data. És a dir, quan es va iniciar la vida al nostre planeta? I la mare natura, un cop més, ens ha permès trobar algunes de les pistes que ens ha deixat. Com per exemple les que hi ha amagades dins dels zircons.

Els zircons estan compostos per cristalls de silicat de zirconi i tenen l’honor de ser els minerals més antics de la Terra, de manera que el seu estudi és fonamental per entendre com eren les condicions en el moment en què es van formar, fa milers de milions d’anys.

Entre les històries que els zircons més antics ens han explicat n’hi ha una que diu que al nostre planeta ja hi havia aigua abundant en estat líquid fa uns 4.400 milions d’anys, una època increïblement propera a la mateixa formació de la Terra (menys de 200 milions d’anys després). Aquesta aigua la teníem en forma d’oceans o simplement els minerals ens parlen d’entorns humits? No en podem estar segurs.

En qualsevol cas, aquests 4.400 milions d’anys ens poden servir com una primera estimació de la data més antiga en què, potser, es van donar les condicions per a la química de la vida.

Evidentment, hem seguit cercant, i hem trobat la data que confirmaria que en aquell moment la vida ja estava present a la Terra.

Novament et demano que donis la benvinguda als nostres vells coneguts, els isòtops. En aquest cas, no els de l’hidrogen (que ens ajuden a resoldre l’enigma de l’origen de l’aigua) ni els de l’oxigen (que ens confirmen el naixement de la Lluna en una col·lisió), sinó els del carboni.

A la natura, el carboni¹⁶⁷ es pot trobar en tres formes isotòpiques: el carboni-12, la més usual i estable, el C-13 (amb un neutró de més al seu nucli), i el C-14 (amb dos neutrons de més).

El C-14 és radioactiu, té una vida mitjana de 5.730 anys i decau per donar nitrogen. Ens és utilíssim per datar fòssils, però no per rebobinar el temps fins a l’origen de la vida.

La cosa interessant és que el C-13 és molt estable, i suposa aproximadament l’1,1% de tot el carboni natural que hi ha a la Terra. I resulta que quan els científics van començar a mesurar la proporció de C-13 respecte de C-12 en les cèl·lules es van trobar que la vida sembla tenir preferència per incorporar aquesta darrera varietat, la més comuna i lleugera. En altres paraules, quan els àtoms de carboni que hi ha al medi s’incorporen per formar part d’un ésser viu, ho fan en major proporció com a carboni-12. De manera que si trobes restes antigues enriquides en C-12 (i empobrides en C-13, clarament per sota de l’1,1% que representa al medi natural), allà tindràs la pista que et dirà que aquelles restes provenen de la descomposició d’estructures vives.

Així que amb aquesta poderosa eina, la mesura de l’abundància dels isòtops de carboni en roques molt velles, els humils (però inventius) humans ens hem posat a remenar en estrats geològics el màxim d’antics possible.

Però hi ha un problema (no et sorprèn, oi?). Anteriorment hem vist com la tectònica de plaques ha anat reconstruint la superfície del planeta al llarg de cicles de centenars de milions d’anys, i esborrant els registres més antics que existien. Per aquest motiu, els científics han hagut de buscar als llocs on encara es poden trobar restes provinents de la primera part de la història de la Terra.

La resposta s’ha trobat en determinades regions de Grenlàndia i Austràlia. Allà, les incrustacions en roques antiquíssimes mostren l’empobriment en C-13, prova que aquests dipòsits són restes d’organismes vius. Com d’antics són els dipòsits? Estem parlant d’uns 3.600 o 3.800 milions d’anys aproximadament.

Aquesta seria, doncs, l’estimació de data més propera. Fa 3.600-3.800 milions d’anys ja hi havia formes bàsiques vives al nostre planeta. Per tant, la vida devia aparèixer a la Terra en algun moment fa entre 4.400 i 3.600 milions d’anys.

La confirmació que amb aquestes estimacions anem bé ens la donen els fòssils més antics mai identificats (fins ara). Es tracta d’unes estructures que anomenem col·lectivament estromatòlits, i que van ser generades per colònies de bacteris fotosintètics.

Aquests organismes primitius vivien en grans extensions formant capes sota l’aigua poc profunda. A mesura que les colònies s’anaven cobrint de material, els bacteris ocupaven les capes superiors per seguir a prop de la superfície i de la llum solar, i deixaven per sota estrats morts que s’acumulaven i que ara podem identificar.

La data dels fòssils? Són de fa uns 3.450 milions d’anys.

Respirem tranquils, perquè aquesta data és coherent amb tot el que hem vist anteriorment.

Peça a peça

Si volem saber com, dins el rang temporal que acabem de veure, va aparèixer la vida, haurem d’entendre de què està composta químicament, ja que, recordem-ho, en aquest capítol ens trobem de ple en els dominis de la química (i de la biologia, per descomptat!).

Entre tots els materials que utilitza la natura per fabricar organismes vius podem identificar, per la seva importància, les proteïnes i els seus maons, els aminoàcids.

Les proteïnes són bàsiques per a qualsevol ésser viu. Entre les moltes funcions que compleixen hi ha les estructurals (conformen els teixits i els òrgans), les de transport (per exemple l’hemoglobina de la sang, que transporta oxigen, és una proteïna), les catalítiques (acceleren determinades reaccions químiques del cos), les de defensa (els anticossos del sistema immunològic també són proteïnes), etc.

Els aminoàcids són compostos força simples de carboni,¹⁶⁸ hidrogen, oxigen i nitrogen. Tots tenen dos grups químics que anomenem amino (NH₂) i carboxil (COOH),¹⁶⁹ i la seva propietat més interessant és que es poden anar combinant per formar llargues cadenes. Aquestes cadenes són justament les proteïnes.

Sense aminoàcids no hi ha proteïnes, i sense proteïnes no hi ha vida. Així que té sentit que intentem seguir la pista dels aminoàcids per buscar els orígens de la vida a la Terra.

Al laboratori no és gaire complicat fabricar aminoàcids; en realitat en coneixem centenars. Però la qüestió és que tan sols uns pocs són emprats per part de la natura, aquí a la Terra, per formar éssers vius. En concret, vint-i-dos.

La proporció d’aminoàcids que es poden trobar quan es trenca una proteïna varia en funció de l’espècie viva (i, evidentment, de la proteïna en qüestió). Els aminoàcids més usuals que identificarem en partir qualsevol proteïna humana són la lisina, la histidina, la leucina, la isoleucina, la valina, la metionina, la treonina, el triptòfan, la fenilalanina i l’arginina (de fet, aquests són els aminoàcids considerats essencials).

En general, i amb una visió molt primària i simplificada, diríem que un organisme viu, des del més simple al més complex, no és sinó una pila (fascinantment ordenada) d’aminoàcids. La seqüència amb què s’enllacen dins les cadenes és el que dona les propietats a les molècules que conformen la vida. I aquesta seqüència està codificada dins l’ADN.

De l’ADN en parlaré en uns instants, però de moment ens va bé quedar-nos amb la idea que és el motllo que fa que els aminoàcids s’ajuntin d’una determinada manera per crear proteïnes i així donar forma a la varietat d’estructures que requereix un organisme viu.

És lògic pensar que si som capaços de seguir la pista dels aminoàcids en aquest planeta, potser trobarem la clau que ens expliqui com es fabrica vida de forma natural. Sabrem com va néixer la primera estructura que consideraríem viva.

A la dècada dels trenta del segle passat, el científic rus Aleksandr I. Oparin i l’anglès John B. S. Haldane van suggerir que les condicions de la jove Terra podien haver conduït a la síntesi dels primers aminoàcids, en concret, mitjançant llamps i la radiació ultraviolada del Sol actuant sobre l’atmosfera primitiva.

Aquell estudi va culminar en un famosíssim experiment pioner, l’any 1953, fet per Stanley Miller i Harold Urey, en el qual una mescla de gasos (vapor d’aigua, metà, amoníac i hidrogen) es va sotmetre a descàrregues elèctriques durant una setmana. Passat aquest període, es va analitzar la sopa resultant, i sí, allà apareixien desenes d’aminoàcids juntament amb altres compostos orgànics simples com ara l’àcid fòrmic, la urea, o l’àcid acètic.

El principal inconvenient de la prova, però, és que quan es repeteix variant la composició de l’atmosfera, i es fa desaparèixer l’hidrogen, els resultats són molt pobres. És un punt rellevant, ja que creiem que la primera atmosfera del planeta no en tenia, d’hidrogen. Aquest gas, abundantíssim al disc protoplanetari, havia de ser escombrat ràpidament cap a les regions externes del disc per la radiació del Sol acabat de néixer, de manera que quan la Terra es va formar ja no podia disposar d’hidrogen per formar part de l’atmosfera.

Existeix, però, una variant que permet la síntesi d’aminoàcids, i que ja he comentat anteriorment al llibre quan parlava de l’atmosfera: l’acció dels rajos ultraviolats sobre un aire format per metà i nitrogen. Deus recordar que aquest mecanisme pot formar cianur d’hidrogen, i d’aquí es pot saltar als aminoàcids més simples, i fins i tot a molècules més complexes, com ara l’adenina, una base nitrogenada que forma part de l’estructura de l’ADN.

El que acabo d’explicar són processos de fabricació d’aminoàcids que haurien pogut tenir lloc a la Terra. Però existeixen altres possibilitats, per cert força interessants.

I si els aminoàcids no s’haguessin creat al nostre planeta i els haguéssim importat de fora?

Sabem que molts tipus d’asteroides i cometes són rics en components orgànics. I encara més interessant, hem trobat aminoàcids en alguns dels meteorits que hem recuperat, restes d’objectes que es van formar en els primers instants del Sistema Solar i fins i tot abans.

Un dels casos més coneguts és el del meteorit de Murchison, el nom de la localitat d’Austràlia on es va recuperar aquesta roca de cent quilos de pes l’any 1969. Les datacions que s’han fet en el que és, segurament, el meteorit més i millor estudiat donen com a resultat que alguns dels seus components es van formar fa ni més ni menys que 7.000 milions d’anys, és a dir, abans que nasqués el Sistema Solar.

En el meteorit de Murchison s’han identificat multitud de compostos orgànics, inclosos aminoàcids com l’alanina i la glicina, de manera que no és forassenyat pensar que part de l’inventari d’aminoàcids (tot?) que el planeta va remenar dins l’olla dels oceans tingués un origen extraterrestre.

Però… com haurien adquirit els objectes invasors els seus aminoàcids?

A començaments d’aquest segle, alguns investigadors van publicar estudis proposant que els aminoàcids podrien formar-se al medi interestel·lar, especialment quan les diminutes partícules de gasos gelats que vaguen pel cosmos són bombardejades per protons energètics (ah!, els rajos còsmics i els vents estel·lars!). Posteriorment, aquests gels amb presència de material orgànic passarien a formar part de roques precursores d’asteroides, però també, per què no, dels planetesimals pares dels planetes.

Igual com passa amb l’aigua, és molt probable que, al final, els orígens dels aminoàcids a la Terra fossin diversos: una combinació d’aminoàcids incorporats de fàbrica, uns altres ploguts des de l’espai i encara d’altres sintetitzats a l’atmosfera amb posterioritat.

Són d’esquerres!

Els aminoàcids tenen una característica estructural que s’anomena quiralitat (que també tenen molts altres compostos orgànics). La quiralitat fa que la molècula pugui existir en formes que no són simètriques entre elles. La forma més simple d’entendre-ho és així: agafes una molècula concreta i reflecteixes la seva estructura en un mirall per tal d’obtenir la imatge inversa. Doncs bé, si la imatge original i l’especular (la reflectida pel mirall) no són superposables, és a dir que les pots distingir l’una de l’altra perquè no són idèntiques i no hi ha manera que les puguis fer coincidir ni tan sols girant-les, llavors direm que la molècula és quiral.¹⁷⁰

Cadascuna de les imatges de l’exemple anterior s’anomena enantiòmer, i en realitat tenen les mateixes propietats químiques, ja que són, de ple dret, el mateix compost, només que orientat en l’espai de forma diferent.

La quiralitat és present en compostos que contenen parts que se situen espacialment en una posició específica que pot variar. En el cas dels aminoàcids, la posició relativa entre els radicals amino i carboxil respecte a la resta de la molècula és el que determina aquesta quiralitat.

Així, per a un determinat aminoàcid podem tenir dos enantiòmers: els anomenats D i L (lletres provinents de les paraules dextro i levo, és a dir, dreta i esquerra).

Com que les propietats són idèntiques, no hi ha res a la natura que faci que, en un procés de síntesi d’aminoàcids, s’hagin de crear més enantiòmers d’un tipus que d’un altre. Ben al contrari, al laboratori, i en les mateixes condicions, s’obtenen mostres que combinen proporcions similars de la forma D i L de l’aminoàcid.

Però el que és absolutament extraordinari és que a la Terra tots els aminoàcids que formen proteïnes vinculades a la vida, en qualsevol organisme, per simple o complex que sigui, tenen quiralitat L!¹⁷¹

No és que a la Terra faltin els enantiòmers D. Són abundants, com cal esperar del que deia abans sobre els mecanismes de fabricació d’aminoàcids.

Llavors, què ha fet que la vida al nostre planeta hagi preferit la forma L dels aminoàcids?

Segurament es tracta d’una tria a l’atzar. És a dir, que en el primer experiment químic que li va sortir bé a la natura va emprar, per casualitat, varietats L d’aminoàcids, i a partir d’aquell moment la vida ja no va voler provar l’altra alternativa.

Una de les conseqüències que se’n poden extraure és que la vida, en altres indrets del Sistema Solar, i en general de l’univers, en cas d’estar basada en aminoàcids podria haver construït el seu edifici amb varietats D, ja que, com dèiem, no hi ha cap raó química que faci preferible un enantiòmer respecte de l’altre. Si descobrim restes de vida fòssil a Mart… com serà la seva composició? Basada en aminoàcids? Amb quina quiralitat?

La capriciosa elecció de la natura també sembla confirmar el que ja sospitàvem: un origen comú per a tots els organismes de la Terra. Una mateixa llavor, el resultat d’un mateix experiment atzarós amb aminoàcids d’esquerres.

El misteri de l’ADN: l’ou o la gallina (de dretes!)

Hem vist com els aminoàcids són els blocs de les molècules que s’empren per fer vida. Són els components que, convenientment encadenats, donen forma a les proteïnes.

Però també he comentat que necessiten ser muntats de forma convenient, en un ordre específic, per donar lloc a la proteïna desitjada, que anirà a formar part d’un teixit dins un òrgan viu o a complir una funció clau en el procés del metabolisme.

Evidentment, es necessita un motllo, alguna cosa que asseguri que la seqüència d’aminoàcids que s’enllacen, l’un rere l’altre, és la correcta. És vital evitar errors, i això no és senzill, ja que una proteïna acostuma a tenir centenars d’aminoàcids en la seva cadena.

L’àcid desoxiribonucleic (el nom complet de l’ADN) és el motllo que empren la majoria d’espècies vives a la Terra. Es tracta d’una molècula molt gran, amb estructura de doble hèlix, en la qual dues llarguíssimes cadenes s’emparellen i s’enrotllen l’una sobre l’altra per preservar la codificació genètica de la vida.¹⁷²

Cada cadena està composta, entre altres peces, per les conegudes com a bases nitrogenades, que són les que caracteritzen la seqüència de la cadena. Aquestes bases són l’adenina, la timina, la citosina i la guanina. L’ordre amb què s’enllacen és la clau que preserva la informació genètica.

Per cert, a més de bases nitrogenades l’ADN conté un sucre anomenat desoxiribosa. És un compost que té quiralitat, i… sorpresa! L’ADN de totes les espècies vives del planeta empra l’enantiòmer D de la desoxiribosa! (al contrari del que passa amb els aminoàcids de les proteïnes).

Per identificar l’ordre que segueixen les bases nitrogenades dins l’ADN emprem les seves inicials. Així, de forma extraordinàriament simplificada, ens podem imaginar que, en una determinada part de l’ADN, la seqüència AACGG… pot estar indicant que l’individu tindrà el pèl de color castany, mentre que AATCG… podria ordenar un color ros. Cura, però, perquè la complexitat, en realitat, és enorme: el conjunt de característiques genètiques (conegut com a genoma) humà està compost per més de 3.000 milions de bases nitrogenades.

Estructuralment, l’ordre de les bases dins la cadena determina quins aminoàcids s’utilitzaran per fabricar una proteïna i en quin ordre. De fet, cada combinació de tres bases nitrogenades fixa quin aminoàcid triar.

Vull destacar que es tracta de processos químics que tenen lloc dins les cèl·lules. El fet que una determinada combinació de bases nitrogenades faci que s’enllacin uns aminoàcids i no altres, i amb l’ordre adequat, es deu a les afinitats que cada aminoàcid mostra per acoblar-se a cada base. No es tracta pas de màgia. És química pura en acció, i de la bona.

El joc d’afinitats químiques també funciona en el moment de la replicació. L’ADN és capaç de crear còpies idèntiques de si mateix. El mecanisme és decebedorament simple: cadascuna de les dues cadenes de l’ADN estan encarades d’una determinada forma que tan sols pot ser aquella, ja que existeix una preferència d’enllaç entre l’adenina d’una cadena per encarar-se amb una timina de l’altra. Per la seva banda, citosines i guanines es busquen per col·locar-se les unes enfront de les altres.

Durant el procés de divisió cel·lular la doble hèlix se separa i allibera les dues cadenes, i cadascuna passa a formar part de les noves cèl·lules. Allà es fabrica de nou l’altra cadena de l’hèlix de l’ADN, seguint simplement la cadena d’afinitats A-T i C-G.

No és l’objectiu d’aquest llibre entrar en el detall de l’estructura i les funcions de l’ADN, un aspecte que mereix ser tractat amb molt detall i que és motiu d’obres senceres. El que ens interessa aquí és entendre que l’ADN té un paper clau en la codificació de les característiques d’un individu i en la replicació, és a dir, en la reproducció, supervivència i evolució posterior d’una determinada espècie.

Com va aparèixer el primer ADN a la Terra? Estem davant d’una molècula complexíssima, i aquí no podem simplement acceptar que la síntesi va ser casual, per atzar.

A més, quan s’intenta contestar la pregunta apareix la paradoxa de l’ou i la gallina: les proteïnes (amb aminoàcids d’esquerres) no haurien d’existir sense un ADN que codifiqui les instruccions de com formar-les, però sense proteïnes no apareix l’ADN (de dretes), simplement perquè les proteïnes participen en la síntesi de l’ADN mateix. De manera que quina de les dues entitats va aparèixer primer i com es va generar la seva interrelació?

Un món d’ARN

Quan he explicat el procés de síntesi de proteïnes, fa una estona, hi he passat molt per sobre. Els detalls són brutalment complexos i m’he centrat en un esquema simplificat. Però necessito, per a la discussió que ens interessa, introduir un component intermedi que intervé en aquest procés de creació de proteïnes: l’àcid ribonucleic, o ARN.

L’ARN és molt similar al seu cosí gran, l’ADN, però a diferència d’aquest està format per una sola cadena de bases nitrogenades¹⁷³ i per ribosa (en lloc de desoxiribosa), per descomptat en la varietat D.

En les cèl·lules eucariotes (és a dir, que tenen un nucli, com les nostres), la seqüència codificada en un fragment d’ADN es copia a una cadena d’ARN, que així es converteix en una imatge del motllo original. Aquest ARN, posteriorment, es trasllada a les fàbriques de proteïnes dins les cèl·lules (els ribosomes), i és allà on els aminoàcids es van enllaçant en la seqüència correcta tal com ordenava l’ADN original.

L’ARN presenta unes propietats que el fan molt atractiu per convertir-se en la peça que ens falta per trencar la paradoxa gallina-ou que vèiem amb les proteïnes i l’ADN.

En primer lloc, l’ARN, com he explicat, transporta codi genètic (i en els virus i organismes més simples que no tenen ADN, l’ARN en fa directament les funcions). A més, es tracta d’un compost molt més simple que l’enormement complexa doble hèlix de l’ADN. I, per acabar-ho d’arrodonir, un premi Nobel compartit, el de l’any 1989, va donar l’empenta necessària per situar l’ARN com la baula perduda.

Els científics Sidney Altman i Thomas Cech van establir la capacitat de l’ARN per actuar alhora com a portadors d’informació genètica i com a proteïnes. En concret, determinats tipus d’ARN, anomenats ribozims, poden plegar-se i interaccionar amb la seva pròpia cadena de bases nitrogenades, la qual cosa els permet complir tota una sèrie de funcions com si fossin proteïnes.

Allà va aparèixer la hipòtesi que ha rebut el nom del món de l’ARN, que diu que aquesta molècula seria la precursora tant de proteïnes com de l’ADN.

Si aquest model és cert, el joc de química que va practicar la natura va conduir als primers ribozims, amb la capacitat d’autoreplicar-se i sense necessitat de més proteïna que ells mateixos.

I després, què?

La síntesi de les primeres molècules d’ARN no devia ser cap broma. A pesar de ser molt més simple que l’ADN, l’ARN modern segueix sent una macromolècula amb unes 1.500 bases nitrogenades enllaçades! Fins i tot acceptant que les primeres cadenes precursores de l’ARN fossin molt més curtes, seguiríem parlant d’una molècula força complexa.

Aquest és un dels problemes més importants que té la hipòtesi del món d’ARN i que li tiren en cara els seus (molts) detractors. En els experiments que s’han fet, la mínima cadena d’ARN que s’ha aconseguit sintetitzar amb propietats de replicació té noranta-cinc esglaons!

Si vols fabricar ARN al laboratori necessitaràs elements que facilitin aquest procés tan complex. Empraràs matrassos, que faran de contenidors per combinar els reactius i mantenir-los en contacte. També dissolvents, per facilitar la barreja i les reaccions químiques. I per descomptat escalfor, en forma de forn o de flama, per activar el procés i accelerar-lo.

Doncs bé, la natura devia utilitzar estris similars si volia sintetitzar ARN. Els seus matrassos, llocs on concentrar i mantenir en contacte els components, van ser petits tolls creats per les marees? O, millor encara, membranes primitives fetes amb la combinació d’aminoàcids?

Per descomptat, no hi ha dubte que el dissolvent va ser l’aigua. I la font d’energia podrien haver estat esquerdes i fumaroles al fons marí, alimentades per l’activitat geotermal de la jove Terra.

Però, a pesar de les dificultats que devia comportar, aquella síntesi no va ser res comparada amb tot el que vindria a continuació. Una cadena d’esdeveniments que encara no coneixem, i que faria saltar la vida de l’ARN cap a l’ADN.

Com va succeir? Quins van ser els passos, les reaccions, les fases? Certament encara som lluny de poder construir un relat sòlid i complet.

Ho tornaria a fer?

Entre les preguntes que podem formular, n’hi ha una d’extraordinàriament pertorbadora: si rebobinéssim el temps, si tornéssim enrere… es repetiria, tot el que va passar? Trobaria la natura el procés per fabricar vida? I seria el mateix?

En altres paraules, no sabem fins a quin punt la sort, l’atzar, va tenir un paper determinant en iniciar la cadena de reaccions químiques que va fer aparèixer la primera proteïna autoreplicant de la natura a partir de la sopa d’aminoàcids que, d’alguna forma, havien enriquit els oceans.

De mil experiments fets en les mateixes condicions, en mil planetes Terra idèntics, amb la mateixa atmosfera primitiva, amb la mateixa aigua aportada per asteroides, amb la mateixa proporció d’aminoàcids… quants resultats diferents obtindríem? N’hi hauria algun de viable des del punt de vista de la vida?

En qualsevol cas, evidentment tot el que hauria de venir després a la Terra, l’evolució espectacular de la vida fins als nostres dies, fins als humans, ha estat condicionat pel que va passar fa milers de milions d’anys sota les aigües d’un antic oceà, on es van barrejar compostos químics simples i inanimats per crear la llavor del primer organisme viu.

Som el que som gràcies a un afortunadíssim experiment de química del qual a penes sabem res.

LES CLAUS DE LA VIDA

› No sabem com es fabrica vida a partir de components bàsics, com ara els aminoàcids. Alguns dels mecanismes es podrien haver desenvolupat per atzar.

› No tenim clar quin va ser l’origen dels aminoàcids, components essencials de la vida que donen estructura a les proteïnes. Podrien haver estat fabricats aquí, a la Terra, però també podrien haver arribat a cavall d’objectes externs.

› Els primers registres de vida que hem trobat assenyalen que pocs centenars de milions d’anys després de la formació del planeta els antics oceans ja estaven habitats per organismes simples.

› D’alguna forma, la natura va trobar la manera de crear els precursors de les proteïnes i de l’ADN. Podria haver-ho aconseguit mitjançant una molècula intermèdia anomenada ARN.

› La síntesi de l’ARN és complexa, i no està clar que, en les mateixes condicions, el resultat d’un experiment natural similar al que va tenir lloc fa milers de milions d’anys fos el mateix que ha conduït a l’existència de la vida.

› No disposem d’una definició clara del que és vida i del que no. Aquest fet complica encara més entendre els processos químics que van conduir a la vida, i també ens dificulten poder contestar qüestions rellevants en altres llocs del Sistema Solar, on models de vida elementals ens podrien passar completament desapercebuts.

165. Potser tan sols igualada per l’altra gran qüestió: és la vida una propietat exclusiva del nostre planeta?

166. El mateix que diria que el nostre cosmos és perfectament buit, o que els humans, ja desapareguts, vam causar la sisena extinció massiva.

167. Recordem, tot ell fabricat al cor de les estrelles a partir d’un procés de fusió nuclear altament improbable, anomenat triple alfa.

168. Tal com ja he indicat anteriorment, el carboni és l’element estructurador de la vida a la Terra.

169. Aquest radical, el carboxil, és el que dona el cognom «àcid».

170. Un exemple quotidià de quiralitat són les nostres mans, amb les seves varietats dreta i esquerra.

171. Hi ha algunes poques excepcions, amb la incorporació d’aminoàcids D a algunes molècules per tal de complir funcions molt especialitzades.

172. El descobriment de l’estructura de l’ADN s’atribueix a la científica britànica Rosalind Franklin. L’any 1962, quatre després de la seva mort, dos dels seus companys investigadors rebien el premi Nobel. Lamentablement, aquest reconeixement no es dona a títol pòstum.

173. L’ARN empra les mateixes bases nitrogenades que l’ADN excepte la timina i amb l’afegitó de l’uracil. I en lloc de desoxiribosa com a sucre conté una varietat més simple, la ribosa.

13

Beneïdes extincions massives!

Arribem al darrer capítol del llibre, després d’un impactant recorregut que ens ha portat des del naixement del temps i de l’univers al misteri de l’origen de la vida a la Terra.

En molts casos ens hem trobat amb dissenys i esdeveniments que semblen absolutament casuals, i que han permès que en un petit i insignificant racó de l’univers hi hagi un indret que vibri amb l’anar i venir de milions d’espècies vives en una fascinant i espectacular demostració de diversitat.

És difícil no sorprendre’s amb l’aparent sincronia i encadenament de totes aquestes «casualitats». Però la temàtica que abordarem ara és com la culminació de la feina de la natura, el clímax de la creació a partir de la destrucció. Perquè és senzillament increïble com la vida ha basat, en molts casos, la seva evolució i supervivència en esdeveniments catastròfics que han pres la forma d’extincions en massa.

Que extraordinari! La desaparició de gran part dels organismes vius del planeta per reforçar la vida i fer-la encara més resistent! Els fets històrics que hem anat descobrint ens parlen de cataclismes que bé podrien haver esterilitzat completament la Terra i eliminat, en un instant, l’esforç de milers de milions d’anys. Però que, en canvi, van crear nous nínxols i grans oportunitats per a l’evolució de noves formes de vida.

Les xifres que alguns científics maneguen pel que fa al nombre d’espècies que podrien haver desaparegut del planeta són enormes. Algunes fonts apunten que dels 50.000 milions d’espècies que haurien existit a la Terra, tan sols 50 milions estarien vives actualment, la qual cosa equival a un esgarrifós percentatge d’extinció del 99,9%.

La gran majoria d’espècies extingides al llarg de la història ho han fet arran d’esdeveniments particulars que han afectat aquella espècie de forma aïllada. És a dir, a pesar que les extincions massives presenten, en tots els casos, la letal característica d’haver eliminat com a mínim el 75% de totes les espècies existents en el moment de la catàstrofe, la seva contribució al global és petita.

Malgrat això, les extincions en massa són de gran interès, perquè generen canvis radicals en els ecosistemes. A diferència de les extincions individuals provocades per l’evolució, els esdeveniments catastròfics a escala planetària representen salts que sacsegen i desestabilitzen els equilibris establerts. Tanquen alguns escenaris per obrir-ne de nous, cosa que afecta de forma dramàtica el desenvolupament de noves espècies.

Em faltarien adjectius per descriure convenientment com d’extraordinaris han estat els esdeveniments que han provocat enormes extincions al nostre planeta, com també és molt possible que et quedis esmaperdut davant de la fragilitat de la nostra pròpia espècie, en veure com, si les coses haguessin anat tan sols un xic diferent, la natura hagués pogut podar completament la petita branca de l’arbre de la vida de la qual pengem.

Les cicatrius d’un arbre mil·lenari

L’exemple de l’arbre és molt apropiat per al que explicaré en uns moments.

Imagina’t un arbre gran i magnífic, que va germinar fa entre 4.400 i 3.600 milions d’anys, potser després de diversos intents, de diferents llavors que van resultar estèrils i que mai van arribar a prosperar.

De l’arbre de la vida van sortint les branques principals, que al seu torn es ramifiquen en altres branques. Hi ha incomptables camins i bifurcacions, fins a arribar als extrems més petits. En l’arbre de la vida, aquests extrems serien les espècies vives existents actualment a la Terra.

Si poguessis contemplar aquest arbre imaginari, notaries grans cicatrius. Branques que han estat trencades, partides. Algunes de molt grosses, de les principals, que surten directament del tronc. Potser a terra trobaries les restes de com eren aquestes branques, que havien crescut i donat lloc a milions de branquillons. Tot es va malmetre i va ser arrancat i eliminat per algun esdeveniment brutal. Evidentment, a més d’aquestes cicatrius més cridaneres, en veuries altres de més petites, que han escapçat branques menors, i han eliminat tan sols uns milers de bifurcacions.

Quan ho penses d’aquesta manera, és quasi impossible que no t’envaeixi el sentiment de fragilitat que esmentava fa una estona. Som allà dalt, ben elevats de terra, en un minúscul extrem, un branquilló diminut, al qual s’arriba després de circular per multitud de branques i de trencar per gran quantitat de bifurcacions.

Afortunadament, cap dels camins que condueixen cap a nosaltres ha estat segat, tot i que al llarg del recorregut des del tronc principal fins al nostre extrem ens trobaríem trencalls que han desaparegut. Ferides que quasi, per ben poc, no van extirpar completament una de les vies de les quals pengem.

Si parlem d’extincions massives, la primera imatge que ens ve al cap és la d’una gran roca precipitant-se a tota velocitat des de l’espai i impactant contra el planeta. És el cas més conegut i famós, el que va provocar la desaparició dels dinosaures fa 66 milions d’anys. I malgrat que aquesta catàstrofe va eliminar tantes espècies vives de cop que la considerem una de les cinc extincions més grans de la història, no va ser pas la més gran.

Abans no entrem en detalls, voldria introduir tres reflexions.

La primera és que, posats a pensar, podríem idear infinites maneres d’eliminar la vida a la Terra. Posem pel cas l’esmentada caiguda d’un asteroide o d’un cometa. Tan sols caldria triar un objecte suficientment gran, amb una trajectòria de col·lisió força directa, i convertiríem la Terra en un infern inhabitable. L’impacte partiria el tronc principal i esterilitzaria el planeta. La qüestió és que això no ha succeït, lògicament, ja que som aquí. Però fins i tot si hagués passat, tot i que s’hagués fracturat el tronc, potser la soca hauria sobreviscut, i al cap de molt temps hauria tornat a brotar l’espurna de la vida, qui sap.

I és que si alguna cosa ens ha demostrat la vida és la seva resiliència, la seva lluita per sobreviure i tirar endavant fins i tot en les condicions més extremes. En altres paraules, tenim la sospita que un cop la vida ha reclamat com a seu un indret en aquest univers immens, no el deixarà anar tan fàcilment.

Només a tall d’exemple, pensa en la dificultat que tenim per eliminar certs tipus de microorganismes contra els quals lluitem amb tota la nostra tecnologia. Als dispensadors d’aigua de l’Estació Espacial Internacional hi viuen bacteris que poden causar problemes intestinals als astronautes. No sabem com hi han anat a parar, i a pesar dels esforços per eliminar-los tornen a aparèixer, fins al punt que quasi hem acceptat el fet com a normal i inevitable.

La segona reflexió té a veure amb la creació d’oportunitats. És curiós que l’exemple de l’arbre sembli tan ben adaptat a tot el que estem explicant. De la mateixa manera que una bona esporgada acaba enfortint l’arbre, les grans extincions han funcionat com a revulsius de la vida. Després de cadascuna, han aparegut i proliferat noves espècies, i la vida s’ha recuperat, superant en diversitat la situació anterior al cataclisme. És com si aquest mecanisme, el de les extincions, formés part del mateix desenvolupament de la vida.

En aquest sentit, les extincions massives han creat oportunitats per a la innovació, donant lloc a espècies amb capacitats més desenvolupades i més ben adaptades als ecosistemes. En definitiva, organismes més resistents.

La reflexió anterior podria, fins i tot, portar-nos a elucubrar si la vida seria factible, a llarg termini, sense extincions. Potser llavors ens trobaríem davant l’extinció perfecta, la definitiva. La total desaparició de la vida justament per la manca de cataclismes.

I si aquest pensament et sembla massa radical, el puc suavitzar sense que deixi, però, de ser impactant, dient que l’evolució de la vida, des de formes simples a la complexitat d’un cos humà, requereix l’acció quirúrgica de la natura. Seguint l’exemple dels dinosaures, aquell cometa no tan sols els va escombrar de la Terra, sinó que va permetre l’explosió de vida d’un grup d’espècies que a penes eren rellevants en aquell moment, i que anomenem mamífers.

Finalment, el tercer punt de reflexió es refereix a l’acció humana. Hi ha autors que, en la llista d’esdeveniments de destrucció d’espècies que ha patit la Terra, hi afegeixen el més recent, que encara es troba en ple desenvolupament, i que és el que els humans estem generant al nostre voltant.

Ens hem convertit en causa d’extinció en massa. Tant és així que si algú vingut d’un altre planeta estudiés, en un futur, com s’ha produït el desenvolupament de la vida a la Terra, identificaria perfectament el període en què els humans vam habitar el planeta i el catalogaria com una de les grans extincions de la història de la Terra.

Les cinc grans

Al llarg de la història del planeta, les extincions massives poden haver estat provocades per causes diverses, entre les quals destaquen els canvis climàtics extrems, les transformacions en la composició de l’atmosfera, els fenòmens volcànics, els impactes de cometes o asteroides, la tectònica de plaques, els efectes de la radiació d’alta energia en forma de rajos gamma, i les malalties.

Altres factors estarien directament relacionats amb els anteriors. Per exemple, les glaciacions o les fluctuacions en els nivells dels oceans serien derivades dels canvis climàtics.

Malauradament, no sempre sabem exactament qui en va ser el culpable, però. Per a algunes de les grans extincions sembla que ho tenim força clar (és el cas de la caiguda de l’objecte que va escombrar els dinosaures), però amb d’altres ens és difícil establir quins van ser els mecanismes concrets que van posar en marxa el procés d’extinció.

En alguns casos, un esdeveniment determinat origina una cadena d’afectació que posa en marxa diversos dels factors comentats anteriorment. Novament, emprant l’exemple de la caiguda d’un gran objecte provinent de l’espai, aquesta no tan sols provoca extincions com a conseqüència de l’impacte mateix i de l’energia alliberada. Les grans quantitats de material injectades a l’atmosfera deriven en canvis climàtics catastròfics. I l’impacte també pot despertar una gran activitat volcànica. Alguns dels organismes que s’hagin salvat de tot això poden quedar afeblits pels canvis en els ecosistemes, acabar sent presa dels paràsits i desaparèixer finalment a causa de malalties.

La reconstrucció del passat catastròfic de la Terra ha estat possible gràcies a l’estudi dels estrats geològics i dels sediments acumulats, i en alguns casos també a l’anàlisi de fòssils i a la detecció de transicions més o menys abruptes entre aquests.

És important entendre que, si bé contemplats en perspectiva geològica els esdeveniments que van conduir a les enormes massacres del planeta es poden considerar quasi instantanis, tan ràpids que no van donar temps a l’adaptació evolutiva de les espècies que van ser esborrades per sempre, les extincions massives es van desenvolupar al llarg de centenars o milers d’anys.

Alguns dels factors que les van iniciar són, per si mateixos, progressius. És el cas del vulcanisme, que acumula el seu efecte durant períodes de temps més o menys llargs, i provoca canvis climàtics graduals que acaben desembocant en una crisi. Altres iniciadors sí que són esdeveniments instantanis, com l’impacte d’un asteroide, però la cadena de successos que desencadenen i que condueixen als escenaris d’extinció tenen lloc al llarg de centenars d’anys.

Els períodes de recuperació posterior dels ecosistemes són graduals, i acostumen a transitar per fases intermèdies fins a assolir un nou equilibri. Aquests períodes d’estabilització es poden allargar durant milions d’anys,¹⁷⁴ durant els quals es van succeint alts i baixos en moltes espècies, i fins i tot algunes poden regir efímerament aprofitant els nous entorns creats per la recuperació.

Quan els científics han reconstruït el passat del planeta, han identificat un mínim de cinc grans extincions massives, així com un nombre variable de catàstrofes de menys gravetat.

Curiosament, una de les extincions més radicals que ha conegut el planeta no s’acostuma a incloure dins aquesta llista de les «cinc grans», simplement perquè les formes de vida afectades eren, encara, molt elementals i poc desenvolupades.

Aquesta extinció va tenir lloc amb un esdeveniment comentat més amunt en aquest llibre conegut com la gran oxigenació, quan l’aparició d’organismes productors d’oxigen va provocar la pèrdua de metà i la baixada de temperatures, i va acabar amb la Terra convertida en una gran bola de gel fa uns 2.300 milions d’anys.

Els organismes microscòpics, en gran part unicel·lulars, no tan sols es van veure afectats pel canvi climàtic, sinó també, i d’una forma directa, per la presència d’oxigen en estat lliure, un gas que va resultar extremadament tòxic i esterilitzant per a la gran majoria d’éssers vius.

En aquest cas no sabem quin va ser el resultat del desastre en termes quantitatius. Sospitem, però, que l’impacte devia ser enorme.

La primera de la llista de les «cinc grans», en ordre temporal, és l’extinció ordoviciana, que va tenir lloc fa uns 440 milions d’anys, al final del segon període del paleozoic, i es considera la segona més catastròfica de la història del planeta. S’estima que van desaparèixer prop del 85% d’espècies, inclosos molts tipus de trilobits, braquiòpodes i organismes coral·lins. En aquell període la vida multicel·lular es trobava concentrada als oceans.

Tenim dubtes sobre les causes d’aquest cataclisme. Podrien haver estat els canvis climàtics i la glaciació, segurament activats per la tectònica de plaques, quan el supercontinent Gondwana es va desplaçar a través del pol nord de la Terra, cosa que va provocar una baixada de temperatures global, la glaciació del continent i la consegüent disminució dels nivells dels oceans.

Però també hi ha la sospita que el desencadenant hagués estat l’arribada d’un intens flux de rajos gamma.

Recordes el fenomen que anomenàvem GRB quan parlàvem del lloc que ocupem dins la galàxia? Ràfegues de rajos gamma llançades a l’espai de forma molt direccional i generades segurament per esdeveniments catastròfics relacionats amb la mort d’estrelles molt massives (hipernoves).

Llavors ja comentava les enormes quantitats d’energia que un GRB transporta a través de l’espai, capaces d’esterilitzar la Terra, i deia que, afortunadament, la majoria se situen a distàncies còsmiques segures. Però durant la llarga història de la Terra, és més que probable que s’hagin generat GRB relativament propers, amb efectes destructius sobre el nostre planeta, especialment derivats de l’arribada de radiació d’alta energia en nivells letals per als teixits i posteriorment l’eliminació de la capa d’ozó i la consegüent exposició a la llum ultraviolada del Sol, no gaire compatible amb la vida.¹⁷⁵

La qüestió és que l’extinció ordoviciana presenta unes característiques que la fan compatible amb l’arribada de radiació provinent d’un GRB proper, que seria l’iniciador de tot un seguit d’esdeveniments posteriors, inclòs el canvi climàtic. Els rajos gamma, a més dels seus efectes destructius immediats, haurien afectat la composició de l’atmosfera i haurien creat grans quantitats d’òxids de nitrogen en altura, un component que hauria actuat com a mirall per reflectir la llum del Sol i refredar el planeta.

De moment, es tracta simplement d’una hipòtesi sense comprovació definitiva, però es considera possible ja que donaria resposta a les incògnites que tenim sobre com es va iniciar l’extinció ordoviciana.

En una demostració del cicle de recuperació i vida després de la mort, el traspàs de gran quantitat d’organismes coral·lins va alliberar enormes masses de calci al mar, i aquest fet permetria més tard el desenvolupament d’una espectacular diversitat d’espècies basades en esquelets, cosa que va donar lloc a un nou període geològic, el devonià, que també acabaria en una apocalipsi.

L’extinció devoniana va assolar el planeta fa uns 360 milions d’anys, escombrant entre el 70 i el 80% de les espècies vives, i va conduir a una important reestructuració de l’ecosistema marí, ja que els més perjudicats van tornar a ser els organismes coral·lins.

Tot i que no coneixem amb seguretat les causes d’aquesta extinció, darrerament s’han anat acumulant pistes que apuntarien a una dràstica reducció de la capa d’ozó. Si bé podrien existir diversos fenòmens sospitosos que haguessin afectat l’ozó, com ara el vulcanisme extrem, a poc a poc ha anat guanyant pes la possibilitat de l’explosió d’una supernova propera.¹⁷⁶

I així arribem a l’extinció més devastadora de totes, la que es va produir al final del període permià, fa 242 milions d’anys. Llavors la vida ja havia evolucionat, generant peixos ossis que havien desenvolupat pulmons i extremitats, amfibis, insectes i noves generacions d’animals coral·lins.

La causa més probable de l’extinció permiana cal buscar-la en un gegantí esclat de vulcanisme que s’hauria iniciat, uns 10 milions d’anys abans, en el que actualment és el territori siberià, i que hauria alliberat a l’atmosfera enormes quantitats de CO₂ i compostos de sofre. Els oceans haurien quedat especialment afectats, i haurien perdut part de la seva capacitat per difondre oxigen.

Hi ha alguns autors que relacionen aquest intens període de vulcanisme amb la caiguda d’un gran objecte de l’espai, la qual cosa podria haver estat el factor que encengués la metxa, però aquest supòsit no ha estat demostrat.

El resultat va ser impactant. L’extinció del permià va eliminar, atenció, prop del 95% de totes les espècies marines i el 70% de les terrestres!

L’extinció permiana posa de manifest una altra característica sorprenent d’aquest tipus de catàstrofes: la predilecció que té la natura per eliminar els organismes més grans en favor dels més petits, un fet que ha rebut el nom d’«efecte Lil·liput». És possible que la capacitat dels organismes de dimensions més petites de fer un ús més eficient de les fonts d’energia disponibles els doni un avantatge decisiu a l’hora de sobreviure.

La següent gran extinció, seguint un ordre històric, la trobem al final del període triàsic, fa 200 milions d’anys. En aquella època l’evolució havia conduït a l’existència d’una gran diversitat d’organismes, entre els quals es trobaven els primers vertebrats voladors, inclosos els famosos pterosaures, o els teràpsids (també coneguts com rèptils mamiferoides). Les masses continentals es trobaven concentrades al supercontinent Pangea, ubicat a les regions temperades i tropicals de la Terra.

Un cop més, els desencadenants de la tragèdia haurien estat diversos. Es creu que el planeta estava transitant per un període d’intensa activitat volcànica, probablement coincidint amb l’inici de la fragmentació de Pangea. La cadena d’esdeveniments que ja coneixem devia portar al canvi climàtic global.

Es calcula que van desaparèixer el 76% de totes les espècies marines i terrestres, i es considera el moment en què el planeta va quedar a disposició dels que serien els nous dominadors durant les següents desenes de milions d’anys: els dinosaures.

Els dinosaures van començar sent de petites dimensions, però van evolucionar ràpidament i van augmentar de mida. Respecte d’aquesta qüestió, la supervivència dels dinosaures, s’obren un seguit d’incògnites, com ara quin va ser el factor que va permetre que els primers dinosaures poguessin superar l’extinció triàsica. Potser perquè havien desenvolupat sistemes respiratoris molt més eficients que la resta de criatures que habitaven el medi terrestre?

Finalment, arribem a la més icònica de totes les extincions massives, a la més recent de les «cinc grans», i per tant la més estudiada. És la que va esborrar els dinosaures del planeta, fa uns 66 milions d’anys.

Aquest esdeveniment rep el nom d’extinció del cretaci,¹⁷⁷ i juntament amb els grans rèptils es va endur prop del 85% de totes les espècies existents en aquells moments, inclosos tots els animals terrestres amb un pes mitjà superior als vint-i-cinc quilos.¹⁷⁸

Els fòssils també ens en parlen. Les restes de dinosaures són nombroses i demostren que aquests fascinants animals van habitar el nostre món durant uns 230 milions d’anys. Però el seu rastre s’esvaeix de sobte al llindar dels 66 milions d’anys. No s’ha pogut recuperar cap fòssil de dinosaure amb datació posterior a aquest moment tan especial.

L’any 1980, el físic americà i premi Nobel Luis Alvarez, acompanyat del seu fill, el també científic Walter Alvarez, va mesurar concentracions d’iridi anormalment elevades¹⁷⁹ en diferents sediments coincidents en datació, i en diverses localitzacions arreu del món.

Aquest element químic, l’iridi, és molt escàs a l’escorça terrestre, ja que en l’etapa de formació del planeta, juntament amb altres elements metàl·lics, va decantar cap a l’interior de la Terra. Així, les fonts que podrien proporcionar iridi suficient per alimentar estrats geològics relativament recents serien exclusivament dues: el sorgiment de reserves d’iridi des del mantell de la Terra com a conseqüència d’un gran episodi de vulcanisme, o bé l’aportació externa, concretament per part d’asteroides o cometes, objectes que contenen concentracions superiors d’aquest element químic.

Durant anys la comunitat científica ha estat analitzant aquests dos escenaris, i a poc a poc la hipòtesi de l’impacte ha anat prenent forma i s’ha anat imposant, a mesura que s’han acumulat evidències que sumen.

Per exemple, disposem d’un candidat a lloc d’impacte, a la península del Yucatán. S’ha pogut determinar que la zona conté l’anomenat cràter de Chicxulub, de 150 quilòmetres de grandària, i les simulacions apunten a la caiguda d’un objecte d’entre 10 i 15 quilòmetres de mida. El que és més significatiu és la coincidència temporal, ja que la datació del cràter situa el moment de l’impacte fa 66 milions d’anys.

També s’han pogut identificar fragments de roques foses, que haurien estat ejectades del lloc a distàncies de centenars de quilòmetres. Aquests fragments es poden trobar als sediments corresponents al llindar entre el cretaci i el terciari, acompanyats també per formes de cristalls de quars que només podrien haver estat formades per les enormes pressions de la col·lisió.

El xoc hauria provocat uns efectes devastadors a escala global. A pesar que el càlcul de la quantitat d’energia alliberada és complex, degut principalment al nostre desconeixement sobre la naturalesa exacta del projectil,¹⁸⁰ les simulacions situen la xifra en l’equivalent a la despesa energètica de tota la nostra civilització durant més de dos-cents anys! I si comparem aquesta energia amb les que generen les armes nuclears, tenim que l’impacte de Chicxulub es podria assimilar aproximadament a l’explosió de dos mil milions de bombes atòmiques com la que va devastar Hiroshima, o també a quatre vegades la suma de la potència total dels arsenals nuclears dels Estats Units i Rússia combinats.¹⁸¹

Evidentment, les zones més properes a l’impacte n’haurien sofert les conseqüències més immediates, en forma de temperatures tremendes i el pas de l’ona de xoc de l’explosió. Però cap racó del planeta s’escaparia dels demolidors efectes posteriors.

Enormes quantitats de material, provinents no tan sols de l’objecte sinó també del cràter, es van volatilitzar cap a l’atmosfera. Durant els minuts següents, grans roques incandescents devien ploure del cel, i en regions molt més allunyades de la zona zero es devien iniciar gegantins incendis que no van fer més que sumar-se a l’emissió de partícules i fum cap a l’aire.

La col·lisió devia provocar, també, un tsunami gegantí, amb onades de fins a 1.500 metres d’alçada al lloc d’origen, que es van traslladar ràpidament, movent-se a una velocitat inicial de 150 quilòmetres per hora, a tots els oceans del planeta. Les simulacions prediuen que hi va haver ones de 15 metres al Pacífic nord, a l’altra banda del continent!

Però, sens dubte, els efectes més catastròfics vindrien durant els anys posteriors al xoc. Les grans quantitats de materials i fum acumulades a l’atmosfera van bloquejar parcialment la llum del Sol, cosa que va afectar la fotosíntesi i va provocar una baixada de temperatures a tot el planeta. La desaparició de grans extensions vegetals va trencar la cadena d’alimentació dels herbívors, i consegüentment també la dels carnívors.

La catàstrofe va ser encara més gran perquè la Terra estava travessant un període especialment delicat pel que fa a les temperatures, degut a un increment en l’activitat volcànica. Durant aproximadament els 2 milions d’anys previs a l’impacte, el vulcanisme havia anat acumulant material a l’atmosfera, comprometent les temperatures arreu. Els organismes vivien en un delicadíssim equilibri, adaptant-se generació rere generació al canvi climàtic, quan va arribar per sorpresa la mort des del cel.

De totes maneres, no tenim totes les peces d’informació, i encara ara ens seguim preguntant per què aquella cadena d’esdeveniments va aconseguir eliminar totes les espècies de dinosaures, mentre que d’altres, com els mamífers, se’n van poder sortir tot i patir un índex d’extinció que es podria apropar al 90% en nombre d’espècies.

Una possible explicació assenyala les malalties com a culpables. En els darrers anys s’han trobat pistes que demostrarien que els dinosaures eren víctimes d’una gran quantitat de paràsits. Això els podria haver anat afeblint, assotats per les malalties, i els hauria convertit en víctimes preferents dels esdeveniments que es desencadenarien durant els darrers milions d’anys del regnat dels grans rèptils.

Com a punt de reflexió interessant, aquest cataclisme és l’únic que coneixem en tota la història de la Terra que ha estat capaç de provocar un canvi climàtic global més ràpid que el que els humans estem generant actualment.

Malalts o no, els dinosaures se’n van anar per no tornar mai més, i l’enorme nínxol natural que van deixar lliure va ser ocupat ràpidament pel desenvolupament de moltíssimes altres espècies, entre les quals es troben els mamífers, les aus i els peixos espinosos. Els estudis recents indiquen que tan sols 300.000 anys després el nombre d’espècies de mamífers s’havia recuperat a nivells anteriors a la catàstrofe, i posteriorment va seguir creixent de forma espectacular.

Recorda que tan sols hem centrat la nostra atenció en els cataclismes que han causat la desaparició sobtada de més del 75% de les espècies que hi havia en aquell moment. Però, com deia al començament del capítol, la natura ha enviat extincions menors però extraordinàriament decisives per al desenvolupament de famílies senceres.

Un impactant exemple d’això va succeir al quaternari tardà, fa uns 50.000 anys, quan al llarg d’uns 35.000 anys van morir el 75% dels gèneres de grans mamífers, entre els quals els mamuts i els lleons de les cavernes. Les causes podien ser diverses, entre les quals es trobaria la caça extensiva practicada pels humans, de forma que alguns consideren que aquest episodi no és sinó un avançament de la sisena gran extinció massiva.

La sisena

Fins ara hem repassat les «cinc grans», però en realitat ja podríem parlar d’un «5 + 1», en clara referència a l’episodi actual provocat pels humans, que sens dubte mereix el dubtós honor de formar part dels esdeveniments que han canviat per sempre l’evolució de la vida al nostre planeta.

Existeixen diversos estudis i anàlisis que intenten quantificar l’efecte que els humans estem provocant pel que fa a la desaparició d’espècies vives. Alguns són colpidors, com els que diuen que des de l’any 1970 s’han extingit el 52% de les espècies d’ocells, mamífers, rèptils i amfibis (atenció, perquè aquesta xifra no inclou la desaparició de vegetals o insectes!).

Segons la World Wildlife Fund, una organització no governamental fundada l’any 1961 amb l’objectiu de treballar per la conservació del medi ambient, en els darrers cinquanta anys s’haurien eliminat el 39% de les espècies terrestres, també el 39% de totes les marines, i fins al 76% de les basades en aigua dolça.

I, evidentment, seguim, perquè som molt lluny de trobar aturador. El ritme d’afectació augmenta a cada any que passa.

Voldria cridar l’atenció sobre el fet que sempre som més sensibles a l’afectació d’espècies grans. La desaparició dels rinoceronts blancs, o dels grans goril·les, ens impacta profundament, sobretot quan contemplem imatges del resultat de les caceres furtives. Però és en les coses petites i aparentment insignificants on trobem la gran devastació que provoquem. En total, algunes fonts estimen que unes 500.000 espècies d’insectes s’enfronten a l’extinció en les properes dècades, sobre un total de 5,5 milions que hi podria haver. I una cosa similar, si no pitjor, podria estar succeint amb les espècies vegetals.

No cal dir que l’extinció de plantes i insectes afecta la cadena tròfica de tot l’ecosistema. Fa trontollar la piràmide, i provoca efectes en cadena que s’allargaran durant els anys. Tan sols cal pensar, per exemple, en el que significa l’enorme reducció observada en el nombre d’abelles, una espècie que actualment està protegida, i que és un insecte vital per al cicle de pol·linització de multitud d’arbres i plantes.

Els humans hem estat capaços d’iniciar aquesta sisena extinció en poquíssim temps. Com deia en començar aquest capítol, un explorador futur, vingut d’un altre planeta, trobaria els signes evidents de l’extinció, juntament amb les cinc anteriors, quan analitzés els estrats rocosos de la Terra, molt després que haguéssim desaparegut. I podria datar a la perfecció l’esdeveniment, que en termes geològics seria quasi instantani.

Un cop vaig fer l’exercici següent: vaig transformar tota la història de l’univers a una setmana. Així, el Big Bang passaria a les 00:00 hores d’un dilluns, i el moment actual en què escric aquestes línies coincidiria amb les 24:00 de diumenge. Doncs bé, l’Homo sapiens hauria viscut durant els darrers nou segons d’aquesta setmana còsmica.

Tan sols portem nou escassos segons sobre la superfície del planeta, i durant aquest instant hem estat capaços de colonitzar la Terra, de desenvolupar art, ciència i tecnologia, i també de deixar la cicatriu permanent del nostre pas per l’ecosistema.

Evidentment, la gran pregunta és si hi som a temps. Si encara podem aturar la cadena d’extincions i, almenys, fer que el futur visitant catalogui el nostre efecte com a menor.

No sé si algú té resposta a aquesta pregunta. Però sigui quina sigui, és la nostra obligació reaccionar i intentar-ho. No tan sols per nosaltres, sinó pels que vindran. Perquè els fills dels nostres fills puguin gaudir d’un entorn divers i ric, igual com nosaltres n’hem pogut gaudir.

La natura ens mostra que aquesta reacció pot ser efectiva, si ens hi posem. Durant la fase més restrictiva del confinament a què ens vam haver de sotmetre a causa de la pandèmia provocada per la Covid-19, la natura va reclamar de forma espectacular els seus espais. No va ser infreqüent trobar espècies d’ocells o de mamífers a prop de les ciutats, o als nuclis urbans mateix. Espècies que havien desaparegut de la proximitat humana. I el mateix va passar a les nostres costes, amb l’albirament d’animals marins que normalment tan sols es poden localitzar a alta mar i amb dificultat.

Les imatges publicades pels satèl·lits que monitoritzen els nivells de contaminants també van ser espectaculars. Les enormes caigudes de les concentracions de gasos, com ara els òxids de nitrogen, degudes a una menor activitat humana ens van mostrar la rapidesa que té l’ecosistema a l’hora de recuperar-se de les agressions. Feia molt de temps que no observava cels tan clars i transparents a la ciutat on visc, i et puc assegurar que en això de mirar cels hi tinc costum.

Llàstima, però, que aquests efectes han estat efímers, i l’agressió a l’entorn ha tornat de seguida que hem anat recuperant el nostre ritme d’activitat.

Vam guanyar a la ruleta!

Què hauria passat si les grans extincions haguessin estat altres? O si les que van succeir ho haguessin fet de forma lleugerament diferent? O, fins i tot, si no haguessin passat? Hi seríem, els humans?

Torna a ser una d’aquelles preguntes que ens fan reflexionar, perquè no es responen amb un sí o amb un no. El que sí que tenen implícita, però, és una conseqüència que sembla inevitable: tot el que s’ha esdevingut, i de la manera que ho ha fet, ens ha dut fins aquí.

Si parlem del tipus d’esdeveniments que poden conduir a extincions massives, podem arribar a la conclusió que alguns podrien ser inevitables. Per exemple, el desenvolupament d’un planeta geològicament actiu podria donar lloc a períodes d’intensa activitat volcànica, suficientment intensa per afectar globalment el clima.

De totes maneres, les circumstàncies específiques d’aquests fenòmens poden ser enormement variades, en funció de les regions del planeta on es produeixin, de la seva durada i fins i tot del moment històric en què es desenvolupen. És a dir, que una cosa és que siguin inevitables i una altra molt diferent és que els fenòmens es mostrin de forma idèntica i tinguin els mateixos resultats sobre l’entorn.

Els científics prediuen que, perquè es puguin donar extincions massives per raons climàtiques, les temperatures mitjanes del planeta han de veure’s modificades entre vuit i deu graus com a mínim. És fàcil imaginar-se, doncs, que un mateix esdeveniment, posem pel cas l’episodi de vulcanisme comentat anteriorment, però traslladat a una altra latitud, o escurçat o allargat uns pocs anys, doni lloc a afectacions diferents de la temperatura global. I, per descomptat, si l’esdeveniment es produeix en altres edats històriques, el nombre i tipus d’espècies afectades seran, també, diferents.

Les extincions massives vindrien a ser com jugar a la ruleta. Un joc de probabilitats.

Però, sens dubte, si hi ha una extinció on la casualitat va tenir un paper determinant, aquesta és la del cretaci.

És clar, diràs. Casual del tot, ja que la caiguda d’un objecte provinent del cel és una veritable tirada de daus. Aquell objecte podria no haver arribat en absolut. O haver-ne caigut un de més gran, o de més petit. Amb un angle d’incidència diferent. Amb una altra producció energètica. I tot hauria canviat.

I sent certes les afirmacions anteriors, encara s’hi ha de sumar un factor espectacular i inesperat, que fa que la fortuna de la vida ens sembli un regal més apreciat.

La sorpresa no estaria pas en les xifres. Els estudis estadístics que s’han fet, a la vista del catàleg d’asteroides i cometes que circulen a prop de l’òrbita terrestre, situen la probabilitat d’un impacte similar en un cada centenar de milions d’anys aproximadament. Segons això, els impactes catastròfics han d’haver estat força freqüents. De fet, la raó per la qual no observem la superfície de la Terra totalment saturada de grans cicatrius és que el planeta és geològicament actiu i ha anat esborrant aquestes marques amb l’acció de la tectònica de plaques i del vulcanisme.

Allò inesperat ho hem de buscar en les circumstàncies que van acompanyar aquell impacte de fa 66 milions d’anys que va assegurar el nostre futur.

El projectil espacial va arribar en el moment precís, en una època en què els mamífers ja havien aparegut i estaven preparats per suportar l’enorme estrès que es generaria. Com explicava abans, és possible que els dinosaures es trobessin en una fase d’evolució delicada, debilitats cada cop més per paràsits i malalties.

Però és que sembla que la gran roca també va caure sobre el lloc perfecte!

L’any 2017 es va publicar un estudi sorprenent, que va elevar la casualitat d’aquella extinció al rang d’afortunadíssima. En concret, el treball, desenvolupat per un grup d’investigadors japonesos, analitzava els efectes climàtics generats per l’impacte, i concloïen que la regió on va caure l’asteroide o cometa va ser especial.

A partir de l’anàlisi dels sediments i de les simulacions que s’han fet, l’estudi demostra que, per si sola, la col·lisió d’un objecte de les mides associades al cràter de Chicxulub no hauria estat suficient per eliminar totalment, de la manera que ho va fer, un nombre tan elevat d’espècies, i apunta que els culpables van ser el sutge i els aerosols de sofre acumulats a l’estratosfera.

El sutge és generat per la combustió de materials orgànics, i els aerosols de sofre apareixen quan s’escalfen roques amb alt contingut de sulfats. Esperonat amb aquesta informació, l’equip de científics va catalogar la composició de les roques sedimentàries i provinents del mantell en diverses regions del planeta, i va trobar que tan sols un 13% de la superfície terrestre tenia l’abundància d’hidrocarburs i de sofre necessària per poder elevar prou sutge i aerosols per conduir a la catàstrofe.

I resulta que la zona del Yucatán es troba dins d’aquest 13%. Si hagués caigut en qualsevol altre lloc, dins el 87% restant de la Terra, el projectil no hauria generat una extinció massiva.

Si les conclusions d’aquest estudi són certes, la desaparició definitiva dels dinosaures i l’evolució dels mamífers hauria estat una aposta improbable, amb tan sols un 13% de probabilitat d’encertar sobre la casella guanyadora. I això sense considerar la ja de per si escassa probabilitat que arribés un objecte de les mides precises en un moment evolutiu també apropiat.

LES CLAUS DE LA VIDA

› La vida es pot entendre com un gran arbre d’on van sorgint branques principals i altres de secundàries. Aquest arbre ha estat escapçat constantment per la natura, en alguns casos de forma dràstica, per extincions que han eliminat el 99,9% de totes les espècies vives. Afortunadament, el petit branquilló del qual pengem segueix dalt de l’arbre.

› La recuperació després de cada extinció soferta per la Terra ha estat espectacular, i la vida ha seguit més forta i diversa.

› Les extincions podrien ser un mecanisme essencial per a la mateixa pervivència de la vida. Sense extincions, la vida potser arribaria a un carrer sense sortida.

› El nombre i les característiques de les grans extincions que ha sofert el nostre planeta han estat les adequades per situar-nos, als mamífers, i en particular als humans, en aquest planeta.

› Els esdeveniments que han conduït a extincions massives són, per naturalesa, casuals. L’exemple més paradigmàtic és la caiguda d’un gran cometa o asteroide.

› L’extinció massiva més recent, la del cretaci, va donar l’impuls necessari per al desenvolupament dels mamífers a la Terra. Però les circumstàncies podrien haver estat força diferents si aquell objecte hagués arribat en un altre moment històric, o si hagués impactat contra una altra regió del planeta i no hagués aixecat cap a l’atmosfera els materials que van provocar un efecte global sobre el clima.

174. Els científics han determinat que els períodes de recuperació postextinció massiva coincideixen a requerir, almenys, uns 10 milions d’anys per assolir un nou equilibri.

175. Un augment modest de radiació ultraviolada d’entre el 10-30% és letal per a molts tipus d’organismes, inclòs el fitoplàncton, un element essencial dins la cadena alimentària marina.

176. Especialment després de la publicació per part de l’Acadèmia Nacional de Ciències dels Estats Units, a mitjan any 2020, d’un estudi que reforçava la hipòtesi de la supernova.

177. O també d’esdeveniment K-Pg, sigles que fan referència al límit geològic entre el cretaci i el paleogen.

178. L’efecte Lil·liput en acció.

179. Les concentracions detectades són uns trenta cops més grans que les que es troben en altres estrats.

180. Els asteroides són objectes molt més compactes que els cometes, de manera que per quantificar l’escenari energètic i destructiu seria del tot rellevant saber de quin tipus d’objecte estem parlant.

181. El que ens hauria de sorprendre no és pas la potència destructiva de l’objecte que va extingir els dinosaures, sinó la capacitat de fer mal de què disposa la humanitat. Un fet encara més preocupant si es té en compte la baixíssima probabilitat estadística que es produeixi un impacte amb un objecte de grans dimensions comparada amb la possibilitat que acabem emprant les armes nuclears contra nosaltres mateixos.

EPÍLEG

L’OBJECTIU DE LA VIDA

Vaig començar a escriure aquest llibre durant el període de confinament provocat per la pandèmia de la Covid-19. Un episodi tristíssim i molt dur, especialment per a tots els que n’han patit conseqüències en la seva salut o en la de les persones que s’estimen.

Quin ens ho havia de dir! Qualsevol de nosaltres hauria titllat d’exagerat a qui s’hagués atrevit a predir que el món s’aturaria degut a un virus. A penes unes setmanes abans de l’inici del confinament encara ens ho miràvem amb curiositat a les notícies, això de la pandèmia, com una cosa llunyana i sense imaginar tot el que vindria a continuació.

La veritat és que acabo aquest llibre i, tot i que afortunadament hem avançat molt (només cal pensar en l’efectivitat de les vacunes i el poc temps amb què hem aconseguit desenvolupar-les), encara ens queden força interrogants. És final d’estiu de 2021 i el virus segueix aquí, entre nosaltres, mentre intentem anar recuperant una normalitat que potser ja mai no serà exactament com la que havíem conegut.

Un virus que ens ha bloquejat! Una entitat a la qual, com vèiem en el llibre, no li atribuïm el qualificatiu de viva. És una veritable lliçó d’humilitat. Una més, aquesta dura i penosa, amb què la natura ens recorda la nostra fragilitat.

En el llibre hem repassat algunes coses (importants) que han succeït i que ens han situat sobre aquest planeta. Quan les contemples totes, en perspectiva, corres el perill de sentir-te poc important, insignificant. És com quan penses en les dimensions de l’univers i la irrellevància del lloc que ocupem en el cosmos. Tot això et pot portar a la popular frase que diu «no som res».

No hi estic d’acord. Gens. Com podem dir que no som res amb tota la feina feta per la natura, amb tot l’esforç realitzat, amb tantes coses que han passat, i de la forma com han passat? Dir que no som res és com insultar la natura.

I tant que som! Ni més ni menys que el resultat de tot. I tenim vida, que vol dir que pensem, ens emocionem, estimem, tenim projectes, idees. També patim, i sentim dolor, pena i desencisos. Això, tot plegat, és vida. Les coses bones i les dolentes.

Mirem-ho així: podríem perfectament no ser aquí. La vida és ben bé un regal.

Durant tota la història de la humanitat, tothom en algun moment s’ha plantejat la qüestió de què fem aquí. De quin és l’objectiu de la vida. Del per què som vius.

Evidentment, és molt probable que es tracti d’una pregunta improcedent. La vida no té per què tenir cap sentit, cap utilitat. No existeix res semblant a un pla preconcebut, i a pesar del meu estil literari, que li atribueix a la natura una entitat, nosaltres, un arbre, un ocell o un bacteri, som, simplement, la conseqüència d’un conjunt d’afortunats esdeveniments.

Però malgrat el que acabo de dir, et proposo que ampliem la perspectiva i vegem on ens porta l’exercici.

Recordo perfectament el moment en què em va sorprendre un pensament sobre aquesta qüestió i em va tenir uns dies capficat. Em trobava d’excursió en un indret magnífic i feréstec, a la gran illa de Hawaii, a prop del volcà Kilauea.

El Kilauea és un dels volcans més extraordinaris del planeta. Es troba dins un cicle d’erupcions més o menys contínues des de l’any 1983, i en tot aquest temps ha anat devastant grans extensions de selva amb el flux imparable de la seva viscosa lava. Evidentment, amb la meva família ens trobàvem a la part del parc nacional que es pot visitar, a l’altra banda de l’erupció actual.

El camí era ple de multitud d’espècies vegetals que soc incapaç de reconèixer, entre les quals dominaven les falgueres de tota classe. El brunzir dels insectes era constant, i la sensació d’humitat, intensa. Ben bé un paisatge tropical, exuberant.

Va ser aquesta exuberància la que, tot d’una, em va colpejar la ment.

«Per què?», em vaig preguntar. «Quin sentit té tot això?». Un desplegament sense estalvi de diversitat, de formes de vida que omplien cada centímetre quadrat d’aquell indret. Quantes vegades, al llarg de la història, el Kilauea havia destruït la zona que travessàvem? No feia gaires anys, de fet. Potser deu abans, els camins que recorríem eren torrenteres de magma, i la selva, un paisatge desolat de cendres i roques calentes.

Per què la natura s’obstinava a omplir de nou aquell racó de món amb una demostració tan aparatosa de vida, quan ella mateixa, la natura, tornaria a demolir-ho tot en poc temps? Quina utilitat tenien els milions d’éssers vius que anaven i venien en aquella selva si no deixarien rastre, si la propera erupció del Kilauea ho esborraria tot?

Mentre caminava em vaig imaginar la màquina de l’evolució. Un mecanisme gegant, ple de rodes i engranatges que giren. El giny que alimenta la vida, que la fa perdurar, i que té com a objectiu que no es perdi definitivament. Que la vida, que tant ha costat construir, no desaparegui.

A aquesta màquina impersonal no li preocupen les minúcies. El seu èxit no es basa en les coses petites. Tot el que passa al voltant del gran volcà no té cap rellevància. Com amb prou feines en tenen els milions d’espècies que apareixen i s’extingeixen perquè l’evolució ha triomfat però a costa d’haver pagat penyores. Els sacrificis no importen.

Cada bacteri que neix forma part de la màquina de la vida, de l’evolució. La seva existència és insignificant individualment. Què importa un bacteri de més o de menys! Però l’evolució s’alimenta a l’engròs, i l’èxit de la vida es basa en les quantitats. En la cuina a foc lent, com he comentat en algun apartat anterior del llibre.

En aquest joc, aquell bacteri és important perquè és una peça més del col·lectiu. Perquè forma part dels grans números que permeten que la vida progressi i s’adapti a noves condicions. En altres paraules, són necessaris bilions de bacteris, insignificant cadascun d’ells, perquè l’espècie asseguri la supervivència a llarg termini.

Vist així, el bacteri treballa pels altres, pels seus descendents. El rastre que deixarà la seva humil existència serà la contribució al col·lectiu. Els bacteris futurs viuran gràcies a les generacions anteriors, als seus sacrificis, als seus assoliments.

D’aquesta forma la natura tornarà a omplir de vida les selves de la Big Island de Hawaii, perquè no importa el que succeirà en aquell indret. I omplirà de formes de vida, tantes com pugui, qualsevol lloc on sigui possible fer-ho. La vida es desplegarà, ocuparà espais, colonitzarà. S’estendrà. Tot per alimentar l’evolució. Tot per aferrar-se a aquest planeta i segurament per expandir-se per tot l’univers.

Des d’aquesta perspectiva, el «no som res!» dels humans té menys sentit que mai. Perquè som una peça més de l’engranatge de la vida. Però, a diferència d’un bacteri, nosaltres podem sentir l’emoció i la satisfacció de pensar que tot allò que fem mentre som aquí té efectes sobre les generacions que ens segueixen.

Potser el sentit de la vida és perdurar, i amb aquest objectiu farà tot el possible per aconseguir-ho.

Potser el sentit de la nostra és contribuir a fer que els que vinguin després puguin gaudir del seu pas per la vida amb tot el que això comporta. I les bones notícies és que la nostra contribució no es basa en grans projectes i iniciatives.

Són les accions petites, del dia a dia, les que donaran sentit a la nostra vida, a la de cadascú de nosaltres. I ara mateix, al voltant nostre de petites accions se’n necessiten més que mai, en forma de solidaritat.

Llavors no importarà la nostra mort, sinó el que haguem fet, mentre érem vius, en benefici dels altres. En benefici de la vida.

Llarga vida a la vida!

JOAN ANTON CATALÀ AMIGÓ (Tarragona, ) és pare de dues filles. La llum de les estrelles el va fascinar de ben petit, i la seva curiositat per entendre el comportament de la natura, des del món subatòmic fins a l’univers, l’ha acompanyat tota la vida. És màster en Astronomia i Astrofísica i llicenciat en Ciències Químiques, en l’especialitat de Quàntica.

Sent la necessitat de compartir les meravelles del cosmos, i és conferenciant assidu, col·laborador habitual dels mitjans de comunicació i autor de diversos llibres de divulgació científica. Ha publicat 100 qüestions sobre l’univers (en català i castellà), Guia d’observació del cel per a nois i noies (2019) i 100 històries de l’aventura espacial (2020).

Se’l pot seguir a xarxes socials (@estelsiplanetes) i al seu web personal http://joanantoncatala.com.