Читать книгу La teoria del tot - Группа авторов - Страница 8

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.

Tanmateix, el 1514 el sacerdot polonès Nicolau Copèrnic va proposar un model molt més simple. D’entrada, per por que l’acusessin d’heretgia, 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 —l’alemany Johannes Kepler i l’italià 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 s’observaven. 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 s’acabava d’inventar.

Observant el planeta Júpiter, Galileu va descobrir que estava acompanyat d’uns quants satèl·lits petits o llunes que orbitaven al seu voltant. D’allò es deduïa que no tots els cossos havien d’orbitar directament al voltant de la Terra, com s’havien pensat Aristòtil i Ptolemeu. Encara era possible, evidentment, creure que la Terra estava quieta al centre de l’univers, però que les llunes de Júpiter es movien seguint unes trajectòries extremadament complicades al voltant de la Terra, fet que els donaria l’aparença 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 s’hi va trobar explicació fins molt més endavant, el 1687, quan Newton va publicar els seus Principia Mathematica Naturalis Causae. Aquesta és probablement l’obra més important que s’ha publicat mai en l’àmbit de la física. Newton no tan sols hi exposava una teoria de com els cossos es movien en l’espai 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 l’univers experimentava una atracció envers qualsevol altre cos a causa d’una força que era més intensa com més massa tinguessin els cossos i com més a prop estiguessin l’un de l’altre. 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. L’únic 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 d’una 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 l’univers 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, d’acord amb la seva teoria de la gravetat, les estrelles s’haurien d’atreure les unes a les altres; per tant, semblava que no podien estar quietes. Si s’atreien, no acabarien totes juntes en algun moment?

En una carta enviada el 1691 a Richard Bentley, un altre destacat pensador d’aquella època, Newton sostenia que això passaria sens dubte si només hi hagués un nombre finit d’estrelles. Però argumentava que si, en canvi, hi havia un nombre infinit d’estrelles distribuïdes més o menys uniformement al llarg d’un espai infinit, això no passaria, perquè no hi hauria cap punt central cap on s’aboquessin 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 d’estrelles a cada costat. L’enfocament correcte, com es va descobrir molt més endavant, és partir de la situació finita en què les estrelles s’aboquen totes les unes sobre les altres. Aleshores, un es pregunta com canvien les coses si s’afegeixen més estrelles distribuïdes d’una manera aproximadament uniforme fora d’aquesta regió. Segons la llei de Newton, les estrelles addicionals no aportarien cap diferència a les originals; per tant, les estrelles s’abocarien 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 l’univers en què la gravetat sigui sempre atractiva.

És interessant adonar-se, pensant en el clima general del pensament d’abans del segle xx, que ningú no va proposar que l’univers s’estigués expandint o contraient. La idea acceptada de manera general era o bé que l’univers havia existit des de sempre en un estat invariable o que havia estat creat en un moment finit del passat més o menys com l’observem 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, l’univers restaria immutable.

Fins i tot els qui es van adonar que la teoria de la gravetat de Newton posava de manifest que l’univers 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 d’estrelles es mantingués en equilibri, ja que les forces d’atracció entre estrelles properes quedarien equilibrades per les forces de repulsió dels estels situats més lluny.

No obstant això, ara sabem que un equilibri d’aquesta mena seria inestable. Si les estrelles d’una regió determinada s’acostessin ni que fos una mica entre si, les forces d’atracció entre elles augmentarien i s’imposarien a les forces de repulsió. Això comportaria que les estrelles continuessin precipitant-se les unes sobre les altres. D’altra banda, si les estrelles s’allunyessin una mica les unes de les altres, les forces de repulsió s’imposarien i les farien allunyar encara més.

Una altra objecció a l’univers estàtic infinit se sol atribuir al filòsof alemany Heinrich Olbers. De fet, diversos contemporanis de Newton ja havien plantejat el problema, i l’article d’Olbers 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 d’una estrella. Per tant, el que seria esperable és que tot el cel fos tan brillant com el Sol, de nit i tot. El contraargument d’Olbers era que la llum de les estrelles distants quedaria atenuada perquè l’absorbiria la matèria situada entremig. Així i tot, si passés això, la matèria intermèdia finalment s’escalfaria i acabaria sent tan lluent com les estrelles.

L’única manera d’evitar la conclusió que el conjunt del cel nocturn hauria de ser tan resplendent com la superfície del Sol seria que les estrelles no haguessin estat brillant en tot moment, sinó que s’haguessin encès en algun moment finit del passat. En aquest cas, la matèria absorbent potser encara no s’hauria escalfat, o la llum de les estrelles distants encara no ens hauria arribat. I això ens porta a preguntar-nos quina podria haver estat la causa que les estrelles s’encenguessin.