Stephen W. Hawking (Oxford, 1942 - Cambridge, 2018) va ser un dels físics teòrics més importants del segle XX. Després de llicenciar-se en física a Oxford, es va doctorar en cosmologia a Cambridge, on va ocupar la Càtedra Lucasiana de Matemàtiques a partir de lany 1979. Les seves investigacions es van centrar en les lleis bàsiques de lunivers, lespaitemps i els forats negres.
Amb La teoria del tot, Stephen Hawking ofereix una breu història de lunivers, des del big bang fins als forats negres. A través de set conferències, Hawking aconsegueix explicar, de manera didàctica, amena i accessible per a tots els públics, lorigen del món, des de les primeres hipòtesis de la civilització grega i de lèpoca medieval fins a les teories actuals més complexes. Amb el guiatge dun dels físics més brillants del món, el lector té loportunitat dendinsar-se en un fascinant viatge de descoberta pel cosmos, on planteja alguns misteris encara per resoldre.
LA TEORIA DEL TOT
Aquesta obra ha rebut un ajut a ledició del Ministeri de Cultura i Esport
Primera edició: octubre del 2021
© Stephen W. Hawking
Edició original en anglès publicada per Phoenix Books and Audio
© 2008 Phoenix Books and Audio
© de ledició:
9 Grup Editorial
Cossetània Edicions
C/ de la Violeta, 6 43800 Valls
Tel. 977 60 25 91
cossetania@cossetania.com
www.cossetania.com
Traducció: Arnau Figueras Deulofeu
Disseny i composició: 3 x Tres
Producció de lePub: booqlab
INTRODUCCIÓ
En aquesta sèrie de conferències intentaré presentar una panoràmica del que pensem que és la història de lunivers, des del big bang fins als forats negres. En la primera conferència repassaré breument les idees que hi ha hagut al llarg de la història sobre lunivers i com hem arribat a la imatge que en tenim ara. Podríem dir que aquest apartat és la història de la història de lunivers.
En la segona conferència descriuré com tant les teories de la gravetat de Newton com les dEinstein van fer-nos arribar a la conclusió que lunivers no podia ser estàtic: o shavia dexpandir o shavia de contreure. Daixò es deduïa que en algun moment entre fa 10.000 i 20.000 milions danys la densitat de lunivers devia ser infinita. Això és el que anomenem big bang, i hauria estat el principi de lunivers.
En la tercera conferència parlaré sobre els forats negres. Aquests forats es formen quan una estrella massiva o un cos encara més gros es comprimeix a causa de la seva pròpia atracció gravitatòria. Segons la teoria de la relativitat general dEinstein, una persona que fos tan insensata de caure en un forat negre es perdria per sempre. No podria tornar-ne a sortir mai. Per a aquella persona, la història acabaria malament amb una singularitat. Tanmateix, la relativitat general és una teoria clàssica, és a dir, no té en compte el principi dincertesa de la mecànica quàntica.
En la quarta conferència descriuré com la mecànica quàntica fa possible que dels forats negres en surti energia. Els forats negres no són tan negres com sels sol pintar.
En la cinquena conferència aplicaré idees de la mecànica quàntica al big bang i a lorigen de lunivers. Això ens conduirà a la idea que lespaitemps pot ser finit en extensió, però sense límits o vores. Seria com la superfície de la Terra però amb dues dimensions més.
En la sisena conferència mostraré com aquesta nova proposta de límit podria explicar per què el passat és tan diferent del futur, malgrat que les lleis de la física presenten simetria temporal.
Finalment, en la setena conferència descriuré com estem intentant trobar una teoria unificada que inclogui la mecànica quàntica, la gravetat i totes les altres interaccions de la física. Si ho aconseguim, entendrem veritablement lunivers i la posició que hi tenim.
PRIMERA CONFERÈNCIA. IDEES SOBRE LUNIVERS
Ja lany 340 aC, Aristòtil, en el seu llibre Sobre el cel, va ser capaç daportar dos bons arguments per creure que la Terra era una bola rodona i no pas una safata plana. En primer lloc, es va adonar que els eclipsis de Lluna es devien al fet que la Terra sinterposava entre el Sol i el satèl·lit. Lombra de la Terra sobre la Lluna sempre era rodona, cosa que només seria possible si la Terra fos esfèrica. Si la Terra hagués estat un disc pla, lombra hauria estat allargada i el·líptica, tret que leclipsi sempre hagués tingut lloc en un moment en què el Sol estigués directament damunt el centre del disc.
En segon lloc, els grecs sabien, gràcies als seus viatges, que lestrella polar apareixia en un punt més baix del cel quan es veia des del sud que no pas des de les regions més septentrionals. A partir de la diferència de la posició aparent de lestrella polar a Egipte i a Grècia, Aristòtil fins i tot va aventurar-se a calcular que la distància de la circumferència de la Terra era de 400.000 estadis. No se sap exactament quina longitud tenia un estadi, però podria ser que fos duns 200 metres. Si fos així, lestimació dAristòtil seria aproximadament del doble de la xifra donada per bona actualment.
Els grecs tenien fins i tot un tercer argument per defensar que la Terra havia de ser rodona, perquè com és, si no, que dun vaixell que ve de lhoritzó primer sen veuen les veles i fins al cap duna estona no napareix el buc? Aristòtil pensava que la Terra estava quieta i que el Sol, la Lluna, els planetes i les estrelles es movien al voltant de la Terra dibuixant òrbites circulars. Ho creia perquè intuïa, per raons místiques, que la Terra era el centre de lunivers i que el moviment circular era el més perfecte.
Al primer segle després de Crist, Ptolemeu va transformar aquesta idea en un model cosmològic complet. La Terra era al centre i estava envoltada de vuit esferes, que sostenien la Lluna, el Sol, les estrelles i els cinc planetes coneguts en aquella època: Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn. Els planetes es movien damunt uns cercles més petits units a les seves respectives esferes, així es justificaven les seves trajectòries, força complicades, que sobservaven al cel. Lesfera més llunyana sostenia les anomenades estrelles fixes, que sempre estaven en les mateixes posicions les unes respecte a les altres però que giraven juntes pel cel. El que hi havia més enllà de lúltima esfera no va quedar mai gaire clar, però en qualsevol cas no formava part de lunivers observable per la humanitat.
El model de Ptolemeu oferia un sistema raonablement precís per predir les posicions dels cossos celestes al cel. Però, per predir-ne correctament les posicions, Ptolemeu va haver de suposar que la Lluna seguia una trajectòria que a vegades la feia estar el doble de prop de la Terra que en altres moments. I això comportava que la Lluna de vegades es veiés el doble de grossa de com es veu normalment. Ptolemeu era conscient daquesta imperfecció, però, tot i això, el seu model va ser acceptat de manera general, si bé no universalment. Va ser adoptat per lEsglésia cristiana perquè aquella imatge de lunivers coincidia amb les Escriptures. Tenia el gran avantatge que deixava molt despai lliure fora de lesfera de les estrelles fixes per al cel i linfern.
Tanmateix, el 1514 el sacerdot polonès Nicolau Copèrnic va proposar un model molt més simple. Dentrada, per por que lacusessin dheretgia, Copèrnic va publicar el model anònimament. La seva idea era que el Sol estava quiet al centre i que la Terra i els planetes es movien traçant òrbites circulars al voltant del Sol. Tristament per a Copèrnic, va haver de passar gairebé un segle fins que algú es va prendre seriosament aquella idea. Aleshores, dos astrònoms lalemany Johannes Kepler i litalià Galileo Galilei van començar a donar suport públicament a la teoria copernicana, per bé que les òrbites que preveia el model no es corresponien del tot amb les que sobservaven. La mort de la teoria aristotelicoptolemaica va tenir lloc el 1609. Aquell any, Galileu va començar a observar el cel nocturn amb un telescopi, que sacabava dinventar.
Observant el planeta Júpiter, Galileu va descobrir que estava acompanyat duns quants satèl·lits petits o llunes que orbitaven al seu voltant. Dallò es deduïa que no tots els cossos havien dorbitar directament al voltant de la Terra, com shavien pensat Aristòtil i Ptolemeu. Encara era possible, evidentment, creure que la Terra estava quieta al centre de lunivers, però que les llunes de Júpiter es movien seguint unes trajectòries extremadament complicades al voltant de la Terra, fet que els donaria laparença que orbitaven entorn de Júpiter. Tanmateix, la teoria de Copèrnic era molt més senzilla.
En aquella mateixa època, Kepler va modificar la teoria de Copèrnic i va proposar que els planetes no es movien en trajectòries circulars, sinó el·líptiques. Ara, finalment, les prediccions coincidien amb les observacions. Pel que feia a Kepler, les òrbites el·líptiques eren merament una hipòtesi ad hoc, i una hipòtesi bastant desagradable, ja que les el·lipses eren clarament menys perfectes que els cercles. Després de descobrir, gairebé per accident, que les òrbites el·líptiques casaven bé amb les observacions, Kepler no podia acceptar la seva idea que els planetes giraven al voltant del Sol a causa de forces magnètiques.
A això no shi va trobar explicació fins molt més endavant, el 1687, quan Newton va publicar els seus Principia Mathematica Naturalis Causae. Aquesta és probablement lobra més important que sha publicat mai en làmbit de la física. Newton no tan sols hi exposava una teoria de com els cossos es movien en lespai i el temps, sinó que també hi desenvolupava les matemàtiques necessàries per analitzar aquells moviments. A més, Newton postulava una llei de la gravitació universal. Segons aquella llei, tot cos de lunivers experimentava una atracció envers qualsevol altre cos a causa duna força que era més intensa com més massa tinguessin els cossos i com més a prop estiguessin lun de laltre. Era la mateixa força que feia que els objectes caiguessin a terra. La història que a Newton li va caure una poma al cap gairebé segur que és apòcrifa. Lúnic que va dir el mateix Newton és que la idea de la gravetat se li va acudir mentre estava assegut en actitud contemplativa i que es va deure a la caiguda duna poma.
Newton va mostrar que, segons la seva llei, la gravetat fa que la Lluna es mogui seguint una òrbita el·líptica al voltant de la Terra i fa que la Terra i els planetes segueixin trajectòries el·líptiques entorn del Sol. El model copernicà es va desempallegar de les esferes celestials ptolemaiques i, per tant, de la idea que lunivers tenia un límit natural. Les estrelles fixes no semblava que canviessin de posició relativa mentre la Terra girava al voltant del Sol. Per tant, va tornar-se natural suposar que les estrelles fixes eren objectes com el nostre Sol, però que eren molt més lluny. Això plantejava un problema. Newton es va adonar que, dacord amb la seva teoria de la gravetat, les estrelles shaurien datreure les unes a les altres; per tant, semblava que no podien estar quietes. Si satreien, no acabarien totes juntes en algun moment?
En una carta enviada el 1691 a Richard Bentley, un altre destacat pensador daquella època, Newton sostenia que això passaria sens dubte si només hi hagués un nombre finit destrelles. Però argumentava que si, en canvi, hi havia un nombre infinit destrelles distribuïdes més o menys uniformement al llarg dun espai infinit, això no passaria, perquè no hi hauria cap punt central cap on saboquessin totes. Aquest argument és un dels entrebancs amb què un pot topar quan parla sobre la infinitud.
En un univers infinit, qualsevol punt pot ser considerat el centre perquè qualsevol punt té un nombre infinit destrelles a cada costat. Lenfocament correcte, com es va descobrir molt més endavant, és partir de la situació finita en què les estrelles saboquen totes les unes sobre les altres. Aleshores, un es pregunta com canvien les coses si safegeixen més estrelles distribuïdes duna manera aproximadament uniforme fora daquesta regió. Segons la llei de Newton, les estrelles addicionals no aportarien cap diferència a les originals; per tant, les estrelles sabocarien les unes sobre les altres a la mateixa velocitat. Podem afegir-hi tantes estrelles com vulguem, però sempre acabaran precipitant-se les unes sobre les altres. Ara sabem que és impossible tenir un model estàtic i infinit de lunivers en què la gravetat sigui sempre atractiva.
És interessant adonar-se, pensant en el clima general del pensament dabans del segle xx, que ningú no va proposar que lunivers sestigués expandint o contraient. La idea acceptada de manera general era o bé que lunivers havia existit des de sempre en un estat invariable o que havia estat creat en un moment finit del passat més o menys com lobservem avui dia. En part, això pot haver estat conseqüència de la tendència de la gent a creure en veritats eternes, com també al confort que trobaven en el fet de pensar que, encara que envellissin i morissin, lunivers restaria immutable.
Fins i tot els qui es van adonar que la teoria de la gravetat de Newton posava de manifest que lunivers no podia ser estàtic no van pensar a proposar que es podia estar expandint. En canvi, van intentar modificar la teoria fent que la força gravitatòria fos repulsiva a distàncies molt grans. Això no afectava significativament les seves prediccions sobre els moviments dels planetes, però sí que permetia que una distribució infinita destrelles es mantingués en equilibri, ja que les forces datracció entre estrelles properes quedarien equilibrades per les forces de repulsió dels estels situats més lluny.
No obstant això, ara sabem que un equilibri daquesta mena seria inestable. Si les estrelles duna regió determinada sacostessin ni que fos una mica entre si, les forces datracció entre elles augmentarien i simposarien a les forces de repulsió. Això comportaria que les estrelles continuessin precipitant-se les unes sobre les altres. Daltra banda, si les estrelles sallunyessin una mica les unes de les altres, les forces de repulsió simposarien i les farien allunyar encara més.
Una altra objecció a lunivers estàtic infinit se sol atribuir al filòsof alemany Heinrich Olbers. De fet, diversos contemporanis de Newton ja havien plantejat el problema, i larticle dOlbers del 1823 no va ser ni de bon tros el primer que contenia arguments plausibles sobre aquesta qüestió. Sí que va ser, tanmateix, el primer que va tenir una àmplia difusió. La dificultat és que en un univers estàtic infinit gairebé qualsevol línia visual acabaria a la superfície duna estrella. Per tant, el que seria esperable és que tot el cel fos tan brillant com el Sol, de nit i tot. El contraargument dOlbers era que la llum de les estrelles distants quedaria atenuada perquè labsorbiria la matèria situada entremig. Així i tot, si passés això, la matèria intermèdia finalment sescalfaria i acabaria sent tan lluent com les estrelles.