La teoria del tot

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 l’any 1979. Les seves investigacions es van centrar en les lleis bàsiques de l’univers, l’espaitemps i els forats negres.

Amb La teoria del tot , Stephen Hawking ofereix una breu història de l’univers, 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, l’origen del món, des de les primeres hipòtesis de la civilització grega i de l’època medieval fins a les teories actuals més complexes. Amb el guiatge d’un dels físics més brillants del món, el lector té l’oportunitat d’endinsar-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 l’edició 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 l’edició:

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

ISBN: 978-84-1356-109-7

Producció de l’ePub: booqlab

En aquesta sèrie de conferències intentaré presentar una panoràmica del que pensem que és la història de l’univers, 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 l’univers i com hem arribat a la imatge que en tenim ara. Podríem dir que aquest apartat és la història de la història de l’univers.

En la segona conferència descriuré com tant les teories de la gravetat de Newton com les d’Einstein van fer-nos arribar a la conclusió que l’univers no podia ser estàtic: o s’havia d’expandir o s’havia de contreure. D’això es deduïa que en algun moment entre fa 10.000 i 20.000 milions d’anys la densitat de l’univers devia ser infinita. Això és el que anomenem big bang, i hauria estat el principi de l’univers.

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 d’Einstein, 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 d’incertesa 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 se’ls sol pintar.

En la cinquena conferència aplicaré idees de la mecànica quàntica al big bang i a l’origen de l’univers. Això ens conduirà a la idea que l’espaitemps 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 l’univers i la posició que hi tenim.

Ja l’any 340 aC, Aristòtil, en el seu llibre Sobre el cel , va ser capaç d’aportar 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 s’interposava entre el Sol i el satèl·lit. L’ombra 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, l’ombra hauria estat allargada i el·líptica, tret que l’eclipsi 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 l’estrella 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 l’estrella 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 d’uns 200 metres. Si fos així, l’estimació d’Aristòtil 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 d’un vaixell que ve de l’horitzó primer se’n veuen les veles i fins al cap d’una estona no n’apareix 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 l’univers 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 s’observaven al cel. L’esfera 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 l’última esfera no va quedar mai gaire clar, però en qualsevol cas no formava part de l’univers 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 d’aquesta imperfecció, però, tot i això, el seu model va ser acceptat de manera general, si bé no universalment. Va ser adoptat per l’Església cristiana perquè aquella imatge de l’univers coincidia amb les Escriptures. Tenia el gran avantatge que deixava molt d’espai lliure fora de l’esfera de les estrelles fixes per al cel i l’infern.