En el model de Friedmann de l’univers, la quarta dimensió, el temps, tal com l’espai, té extensió finita: és com una línia amb dos extrems o fronteres, de manera que el temps tindrà un final i va tenir un començament. De fet, totes les solucions de les equacions d’Einstein en què l’univers té la quantitat de matèria que observem comparteixen una característica molt important: en algun instant del passat (fa uns 13.700 milions d’anys) la distància entre les galàxies veïnes degué haver estat nul·la. En altres paraules, tot l’univers estava concentrat en un sol punt de grandària nul·la, com una esfera de radi zero. En aquell instant, la densitat de l’univers i la curvatura de l’espaitemps degueren ser infinites. És l’instant que anomenem big bang o gran explosió primordial.
Totes les teories de la cosmologia són formulades sobre la suposició que l’espaitemps és llis i relativament pla. Això significa que totes elles deixen de valer en la gran explosió: difícilment podem dir que un espaitemps de curvatura infinita sigui pla! Així doncs, fins i tot si abans del big bang hi hagués hagut alguna cosa, no ho podríem emprar per determinar el que pugui passar després, perquè la predictibilitat s’hauria trencat en la gran explosió.
Si aquest és el cas, només sabem el que ha passat des de la gran explosió, i no podem determinar què va passar abans d’ella. Pel que fa a nosaltres, els esdeveniments anteriors a la gran explosió no poden tenir conseqüències, i no haurien de formar part de cap model científic de l’univers. Per això, hauríem d’eliminar-los del model i dir que el big bang va ser l’origen del temps. Això significa que preguntes com «qui va establir les condicions per al big bang?» no són qüestions que la ciència estudiï.
Si l’univers tingué grandària nul·la, sorgeix la possibilitat que la seva temperatura hagués estat infinita. Creiem que en el moment mateix de la gran explosió, l’univers devia ser infinitament calent i que, a mesura que s’expandia, la temperatura de la radiació anava minvant. Com que la temperatura és una mesura de l’energia mitjana —o del quadrat de la velocitat— de les partícules, aquest refredament de l’univers hauria pogut tenir un efecte importantíssim sobre la matèria. A temperatures molt elevades, les partícules es movien tan ràpidament que podien escapar de qualsevol atracció mútua deguda a les forces nuclears o electromagnètiques, però podríem esperar que, a mesura que s’anés refredant, les partícules començarien a atreure’s i a agrupar-se. Fins i tot el tipus de partícules que conté l’univers depèn de la temperatura i, per tant de l’edat, de l’univers.
Aristòtil no creia que la matèria estigués constituïda per partícules, sinó que la matèria era contínua. És a dir, segons ell, seria possible dividir una porció de matèria en fragments cada vegada més petits, sense límit: mai no s’arribaria a un gra de matèria que no pogués seguir essent dividit. Uns quants grecs, però, com Demòcrit, sostenien que la matèria era inherentment granular, i que tot estava constituït per un gran nombre de diversos tipus diferents d’àtoms. (La paraula àtom significa «indivisible» en grec). Actualment sabem que això és veritat —si més no en el nostre entorn i en l’estat actual de l’univers. Però els àtoms no han existit sempre, no són indivisibles, i representen només una petita porció dels tipus de partícules de l’univers.
Camins d’electrons que interfereixen.
Els àtoms estan constituïts per partícules encara més petites: electrons, protons i neutrons. Els protons i els neutrons estan constituïts per partícules encara més petites, anomenades quarks. A més, per a cadascun d’aquests tipus de partícules subatòmiques existeix un tipus d’antipartícula. Les antipartícules tenen la mateixa massa que les seves partícules corresponents, però tenen càrrega elèctrica oposada i alguns altres atributs oposats. Per exemple, l’antipartícula de l’electró, anomenada positró, té càrrega elèctrica positiva, oposada a la de l’electró. Hi podria haver antimons i antigent fets d’antipartícules. Però quan una partícula xoca amb una antipartícula corresponent s’anihilen mútuament. Per tant, si alguna vegada es troba amb el seu anti-jo, no li doni la mà! S’anul·larien tots dos en un gran esclat de radiació.
L’energia lluminosa ve en forma d’un altre tipus de partícules, sense massa, anomenades fotons. El forn nuclear del sol és la font de fotons més gran per a la terra i també és una font immensa d’un altre tipus de partícules, el neutrí (i l’antineutrí) que hem esmentat abans. Però aquestes partícules extremadament lleugeres difícilment interactuen amb la matèria i, per tant, ens travessen sense afectar-nos, amb un ritme de milers de milions per segon. De fet, els físics han descobert dotzenes de partícules elementals. A mesura que l’univers ha anat evolucionant, la composició d’aquest zoològic de partícules també ha evolucionat, cosa que ha permès que hi hagi planetes com la terra i éssers com nosaltres.
Un segon després de la gran explosió, l’univers s’hauria expandit prou perquè la seva temperatura caigués per sota dels deu mil milions de graus, unes mil vegades la temperatura del centre del sol, però que s’ateny en les explosions de les bombes d’hidrogen. En aquesta època, l’univers hauria contingut bàsicament fotons, electrons i neutrins i les seves antipartícules corresponents, junt amb alguns protons i neutrons. Aquestes partícules haurien tingut tanta energia que, en xocar, haurien produït molts parells diferents partícula-antipartícula. Per exemple, els fotons, en xocar, poden produir un electró i la seva antipartícula, el positró. Algunes d’aquestes partícules acabades de produir xocarien amb alguna antipartícula del tipus corresponent i s’anihilarien. Cada vegada que un electró es trobés amb un positró, s’anihilarien mútuament, però el procés invers no és tan fàcil: per tal que dues partícules sense massa, com els fotons, creïn un parell partícula-antipartícula, com per exemple un electró i un positró, han de tenir una certa energia mínima, perquè un electró i un positró tenen massa, la producció de la qual ha de procedir de l’energia de les partícules que xoquen. A mesura que l’univers se seguia expandint i la temperatura baixava, el ritme de les col·lisions amb prou energia per crear parells electró/positró esdevindria inferior al ritme amb què els parells anaven essent destruïts per anihilació. Així, al final, la majoria dels electrons i els positrons s’haurien anihilat entre ells per produir més fotons, deixant tan sols uns quants electrons (en termes relatius). Els neutrins i antineutrins, en canvi, reaccionen entre ells i amb altres partícules només molt feblement, de manera que no es podrien anihilar tan ràpidament i, per això, s’haurien de trobar encara al voltant nostre. Si els poguéssim observar, ens subministrarien una prova fidedigna d’una etapa inicial molt calenta de l’univers. Dissortadament, les seves energies, en l’actualitat, serien massa baixes perquè les poguéssim observar directament (encara que potser les podríem detectar indirectament).
Un centenar de segons després de la gran explosió, la temperatura de l’univers hauria caigut a mil milions de graus, la temperatura de l’interior de les estrelles més calentes. A aquesta temperatura, protons i neutrons no tindrien prou energia per escapar de l’atracció de la força nuclear forta i començarien a combinar-se per produir els nuclis dels àtoms de deuteri (hidrogen pesant), que contenen un protó i un neutró. A continuació, aquests nuclis s’haurien combinat amb més protons i neutrons per formar nuclis d’heli, que contenen dos protons i dos neutrons, i també petites quantitats d’un parell d’elements més pesants, el liti i el beril·li. És possible calcular que en el model de la gran explosió calenta aproximadament una quarta part dels protons i neutrons haurien passat a formar part de nuclis d’heli, a més d’una petita quantitat d’hidrogen pesant i altres elements. Els neutrons restants haurien decaigut a protons, que són els nuclis de l’hidrogen ordinari.
Aquesta imatge d’una etapa primordial molt calenta de l’univers va ser proposada per primera vegada pel científic George Gamow en un cèlebre article escrit el 1948 amb un dels seus estudiants, Ralp Alpher. Gamow tenia un considerable sentit de l’humor —de manera que va convèncer el científic nuclear Hans Bethe que afegís el seu nom a l’article, per tal de fer que la llista d’autors, «Alpher, Bethe, Gamow», sonés com les tres primeres lletres de l’alfabet grec, alfa, beta, gamma: molt adient per a un article sobre el començament de l’univers! En aquest article van fer la notable predicció que la radiació (en forma de fotons) de les etapes primitives molt calentes de l’univers encara haurien d’estar al voltant nostre, però amb la seva temperatura reduïda a només pocs graus sobre el zero absolut. (El zero absolut, -273 ºC, és la temperatura en la qual les substàncies no contenen energia tèrmica i és, per tant, la temperatura més baixa possible).
Aquesta radiació de microones fou el que Penzias i Wilson descobriren el 1965. En l’època que Alpher, Bethe i Gamow escriviren el seu article, se sabia poc sobre les reaccions nuclears de protons i neutrons. Les prediccions efectuades sobre les proporcions de diversos elements en l’univers primitiu eren per tant molt poc precises, però aquests càlculs han estat repetits a la llum de millors coneixements i ara concorden molt bé amb les observacions. A més, és molt difícil explicar de qualsevol altra manera perquè un quart de la massa de l’univers està en forma d’heli.
Però aquesta imatge presenta alguns problemes: en el model del big bang calent no hi hagué prou temps perquè en l’univers primitiu hagués fluït calor des d’una regió a una altra. Això significa que, en l’estat inicial, l’univers hauria d’haver tingut exactament la mateixa temperatura en tots els punts per poder explicar el fet que el fons de microones tingui la mateixa temperatura en totes les direccions en què observem. La taxa d’expansió també hauria d’haver estat seleccionada d’una manera molt precisa per tal que el seu valor actual sigui tan proper a la taxa crítica necessària per evitar que l’univers es torni a col·lapsar. Seria molt difícil explicar perquè l’univers hauria hagut de començar just d’aquesta manera, tret de com un acte de la voluntat d’un Déu que volgués crear éssers com nosaltres. En un intent de trobar un model d’univers en què moltes configuracions inicials diferents poguessin haver evolucionat vers alguna cosa semblant a l’univers actual, un científic de l’Institut de Tecnologia de Massachusetts, Alan Guth, suggerí que l’univers primitiu podria haver tingut un període d’expansió molt ràpida. Aquesta expansió s’anomena «inflacionària», cosa que significa que en aquella època l’univers s’expandí amb una taxa creixent. Segons Guth, el radi de l’univers va créixer un milió de bilions de bilions de vegades —un u amb trenta zeros al darrere— en només una petitíssima fracció de segon. Qualsevol irregularitat que hi hagués hagut a l’univers hauria quedat suavitzada per l’expansió, tal com les arrugues d’un globus queden eliminades quan l’inflem. D’aquesta manera, la inflació explicaria com l’estat actual suau i uniforme de l’univers hauria pogut evolucionar des de molts possibles estats inicials no uniformes diferents. Per tant, tenim bastant de confiança que coneixem la imatge correcta, si més no fins a una milionèsima de bilionèsima de bilionèsima de segon després de la gran explosió.
Després d’aquest frenesí inicial, només unes poques hores després del big bang, la producció d’heli i d’altres elements, com el liti, s’hauria detingut. I després d’això, durant el milió d’anys següent, aproximadament, l’univers s’hauria limitat a seguir-se expandint sense que passés res d’interès. Al final, un cop la temperatura va caure a uns pocs milers de graus i els electrons i els nuclis ja no tenien prou energia cinètica per superar l’atracció electromagnètica entre ells, deurien haver-se començat a combinar per formar àtoms. L’univers en conjunt se seguí expandint i refredant, però en algunes regions on la densitat era lleugerament superior a la mitjana, l’expansió s’hauria frenat una mica per acció de l’atracció gravitatòria addicional.
Aquesta atracció acabaria per aturar l’expansió en algunes regions i faria que es comencessin a col·lapsar. Quan s’estiguessin col·lapsant, l’atracció gravitatòria de la matèria del seu exterior les podria fer girar lleugerament. A mesura que la regió que es col·lapsa s’anés fent més petita, giraria més de pressa —tal com passa amb els patinadors sobre gel quan pleguen els braços—. Al final, quan la regió fos prou petita, giraria amb prou velocitat per contrarestar l’atracció de la gravetat, i a partir d’ella naixerien galàxies rotatòries de forma discoïdal. Altres regions, que no haurien adquirit rotació, es convertirien en objectes ovalats anomenats galàxies el·líptiques. En aquestes, la regió deixaria de col·lapsar-se perquè les parts individuals de la galàxia estarien girant establement al voltant del seu centre, però la galàxia no tindria una rotació global.
A mesura que transcorregués el temps, l’hidrogen i l’heli de les galàxies es disgregaria en núvols més petits que podrien col·lapsar-se sota els efectes de la seva pròpia gravetat. A mesura que es contraguessin i els seus àtoms xoquessin entre ells, la temperatura del gas augmentaria i al final arribaria a ser prou elevada perquè comencessin a produir-se reaccions de fusió nuclear, que convertirien hidrogen en heli. La calor alliberada en aquesta reacció, que és com una explosió controlada d’una bomba d’hidrogen, és el que fa que les estrelles brillin. Aquesta calor addicional també augmenta la pressió del gas fins que adquireix el valor suficient per contrarestar l’atracció gravitatòria, i el gas deixa de contreure’s. D’aquesta manera, aquests núvols es contreuen per formar estrelles, com el sol, que converteixen hidrogen en heli i radien l’energia resultant en forma de calor i de llum. La situació és semblant a la d’un globus —en què la pressió de l’aire de l’interior, que intenta que el globus s’expandeixi, cancel·la la tensió de la goma, que intenta comprimir el globus.
Un cop els núvols de gas calent han format una estrella, aquesta roman estable durant molt de temps, durant el qual la calor de les reaccions nuclears cancel·la l’atracció gravitatòria. Al final, però, l’estrella exhaurirà l’hidrogen i altres combustibles nuclears. Paradoxalment, com més gran és la quantitat inicial de combustible d’una estrella, menys tarda a exhaurir-lo. Això es deu al fet que, com més massa té l’estrella, més calenta ha d’estar per contrarestar la seva atracció gravitatòria, i com més calenta està, més ràpida és la reacció de fusió nuclear i més ràpidament consumeix el combustible. El sol probablement té prou combustible per durar uns altres cinc mil milions d’anys, però estrelles amb més massa poden exhaurir el seu combustible en menys d’uns cent milions d’anys, molt menys que l’edat de l’univers.
Quan una estrella exhaureix el combustible, comença a refredar-se i la gravetat comença a guanyar la partida i fa que es contregui. Aquesta contracció comprimeix els àtoms i fa que l’estrella es torni a escalfar, fins a un moment en què comença a convertir heli en elements més pesants, com carbó o oxigen. Això, però, no allibera gaire més energia, de manera que hi hauria una crisi. Què passa a continuació no queda del tot clar, però sembla probable que les regions centrals de l’estrella es col·lapsarien a un estat molt dens, tal com un forat negre.
El terme forat negre té un origen recent. Fou encunyat el 1969 pel científic americà John Wheeler per descriure gràficament una idea que té almenys dos-cents anys: si una estrella té prou massa, la llum no podria escapar de la seva atracció gravitatòria, i per tant semblaria negra als observadors exteriors.
Quan aquesta idea va ser proposada per primera vegada, hi havia dues teories sobre la llum: segons una, defensada per Newton, estava composta per partícules; segons l’altra, estava formada per ones. Actualment sabem que totes dues teories són correctes. Com veurem en el capítol 9, per la dualitat ona-corpuscle de la mecànica quàntica, alguns comportaments de la llum són reminiscents dels de les ones, i altres ens sorprenen com a corpusculars. Els descriptors «ona» i «partícula» són conceptes creats pels humans, i no necessàriament realitats que la naturalesa estigui obligada a respectar fent que tots els fenòmens caiguin en una categoria o en l’altra!
En la teoria ondulatòria de la llum, no quedava clar com aquesta respondria a la gravitació. Però si pensem en la llum com alguna cosa composta per partícules, podríem esperar que aquestes fossin afectades per la gravitació de la mateixa forma que els obusos, els coets i els planetes. En particular, si disparem a l’aire un obús, al final tornarà a caure a la terra, tret que la velocitat amb què arrenca cap enlaire superi un cert valor anomenat velocitat d’escapament. La velocitat d’escapament depèn de la intensitat de la gravetat terrestre, és a dir, de la massa de la terra, però és independent de la massa del projectil, pel mateix motiu pel qual la velocitat amb què cauen els objectes no depèn de la seva massa. Com que la velocitat d’escapament no depèn de la massa, podem imaginar que l’anàlisi anterior és aplicable a les partícules de llum, sigui quina en sigui la massa —fins i tot si és nul·la! Per tant, era raonable especular que les partícules de llum, si són afectades per la gravetat, han de tenir una certa velocitat mínima per poder escapar de l’atracció gravitatòria d’una estrella.
Projectils amb velocitat més gran i més petita que la velocitat d’escapament.
Al començament, es creia que les partícules de llum viatjaven amb velocitat infinita, de manera que la gravetat no podria frenar-les, però el descobriment de Roemer que la llum viatja amb velocitat finita significava que la gravetat podria tenir un efecte important: si l’estrella té prou massa, la velocitat de la llum serà més petita que la velocitat d’escapament corresponent, i tota la llum emesa per l’estrella tornarà a caure sobre seu. A partir d’aquesta suposició, un antic catedràtic de Cambridge, John Michell, publicà el 1783 un article en les Philosophical Transactions of the Royal Society of London en què feia notar que el camp gravitatori d’una estrella prou massiva i compacta seria tan intensa que la llum no en podria escapar: qualsevol llum emesa des de la seva superfície seria arrossegada cap enrere per la gravitació de l’estrella abans que pogués arribar massa lluny. Aquests objectes són el que actualment anomenem forats negres, perquè és el que són: buits negres en l’espai.
De fet, tractar la llum com projectils en la teoria newtoniana de la gravetat no és completament consistent, perquè la velocitat de la llum és fixa. Un projectil llançat des de la terra seria frenat per la gravetat i acabaria per aturar-se; un fotó, en canvi, ha de seguir cap amunt amb velocitat constant. No vam tenir una teoria consistent dels efectes de la gravetat sobre la llum fins que el 1915 Einstein proposà la relativitat general; el problema de comprendre què passaria amb una estrella massiva segons aquesta teoria fou resolt per primera vegada per un jove nord-americà, Robert Oppenheimer, el 1939.
La imatge que actualment en tenim, segons el treball d’Oppenheimer, és la següent. El camp gravitatori de l’estrella modifica les trajectòries dels raigs de llum en l’espaitemps respecte de les que hi hauria hagut en absència de l’estrella. Aquest efecte és el que s’observa, durant els eclipsis de sol, en la curvatura de la llum procedent d’estrelles distants. Les trajectòries seguides per la llum en l’espaitemps es corben lleugerament cap a la superfície de l’estrella. A mesura que aquesta es contrau, es fa més densa, de manera que el camp gravitatori a la seva superfície es fa més intens. (Podríem pensar que el camp gravitatori emana del punt central de l’estrella; a mesura que aquesta s’encongeix, els punts de la seva superfície s’aproximen al centre, de manera que noten un camp més intens). La intensitat més elevada del camp fa que les trajectòries de la llum properes a la superfície es corbin més. Al final, quan l’estrella s’ha encongit per sota d’un cert radi crític, el camp gravitatori en la seva superfície és tan intens que les trajectòries de la llum es corben tant que la llum ja no pot escapar.
Segons la teoria de la relativitat, res no pot viatjar amb velocitat superior a la de la llum. Per això, si aquesta no pot escapar, res no ho pot fer; tot és arrossegat cap enrere pel camp gravitatori. L’estrella col·lapsada ha format una regió de l’espaitemps de la qual és impossible escapar vers un observador distant. Aquesta regió és un forat negre, i la seva frontera exterior s’anomena horitzó d’esdeveniments. En l’actualitat, gràcies als telescopis que enfoquen raigs X i raigs gamma més que no pas la llum visible, sabem que els forats negres són fenòmens comuns —molt més freqüents que el que pensàvem de bon començament. Un satèl·lit descobrí 1.500 forats negres en tan sols una zona molt petita del firmament. També hem descobert un forat negre en el centre de la nostra galàxia, amb una massa més gran que un milió de vegades la massa del sol, al voltant del qual hi ha una estrella que gira a aproximadament un dos per cent de la velocitat de la llum, més gran que la velocitat mitjana amb què els electrons giren al voltant del nucli en els àtoms!
Per comprendre què veuríem si observéssim com una estrella massiva es col·lapsa per formar un forat negre, hem de recordar que en la teoria de la relativitat no hi ha un temps absolut. En altres paraules, cada observador té la seva pròpia mesura del temps. El pas del temps per a algú en la superfície d’una estrella serà diferent del d’algú a distància, perquè el camp gravitatori és més intens en la superfície de l’estrella.
Suposem que un intrèpid astronauta es posa sobre la superfície d’una estrella que es col·lapsa i roman sobre ella a mesura que l’estrella es va col·lapsant. En algun moment en el seu rellotge, diguem a les 11:00, l’estrella es contrauria per sota del radi crític en què el camp gravitatori esdevé tan intens que res no en pot escapar. Suposem ara que té instruccions d’enviar un senyal cada segon que marqui el seu rellotge, a una nau espacial que orbita al voltant de l’estrella a una distància fixa del seu centre. Comença a transmetre a les 10:59:58, dos segons abans de les 11:00. Què detectaran el seus companys de la nau espacial?
Hem après, de l’experiment mental anterior sobre la nau espacial accelerada, que la gravetat fa que el temps vagi més lentament, i que com més intensa és, més gran és aquest efecte. L’astronauta sobre l’estrella es troba en un camp gravitatori més intens que els seus companys en l’òrbita, de manera que allò que per a ell és un segon serà més d’un segon en els rellotges d’ells. A mesura que cavalqui sobre el col·lapse de l’estrella, el camp que experimenta creixerà més i més, de manera que l’interval entre els seus senyals semblarà successivament més llarg als companys de la nau espacial. Aquest allargament del temps seria molt petit abans de les 10:59:59, de manera que els astronautes en òrbita només haurien d’esperar una mica més d’un segon entre els senyals de l’astronauta corresponents a les 10:59:58 i les 10:59:59. Però haurien d’esperar per sempre per al senyal de les 11:00.
En efecte, tot el que s’esdevé a la superfície de l’estrella entre les 10:59:59 i les 11:00:00 (segons el rellotge de l’astronauta) es distribuiria en un interval infinit de temps, segons la nau espacial. A mesura que s’acostessin les 11:00, l’interval temporal entre l’arribada de crestes o de valls successives de qualsevol radiació de l’estrella s’allargaria cada vegada més, tal com passava amb els intervals entre els senyals successius de l’astronauta. Com que la freqüència de la llum n’expressa el nombre de crestes i valls per segon, per als tripulants de la nau espacial la freqüència de la llum semblaria cada vegada més baixa, i la llum semblaria cada vegada més vermella (i cada vegada més feble!). Al final, l’estrella seria tan esmorteïda que ja no podria ser vista des de la nau espacial: tot el que en quedaria seria un forat negre a l’espai. L’estrella, però, seguiria fent la mateixa força gravitatòria sobre la nau espacial, la qual seguiria en òrbita.
Aquest escenari, però, no és completament realista a causa del problema següent: la gravetat es fa més feble a mesura que ens allunyem de l’estrella, de manera que la força gravitatòria sobre el nostre valerós astronauta sempre seria més gran sobre els peus que sobre el cap. Aquesta diferència de forces estiraria l’astronauta com un espagueti i l’esquarteraria abans que l’estrella s’hagués contret al radi crític en què es forma l’horitzó d’esdeveniments! Creiem, però, que a l’univers hi ha objectes molt més grans, com ara la regió central de les galàxies, que també poden experimentar un col·lapse gravitatori per produir forats negres, com el forat negre supermassiu del centre de la nostra galàxia. En un d’ells, un astronauta no seria esquarterat abans que es formés el forat negre. De fet, no notaria res d’especial quan arribés al radi crític i podria travessar el punt de no retorn sense adonar-se’n —encara que, per als observadors exteriors, els seus senyals estarien cada vegada més separats i al final s’aturarien. I en poques hores (mesurades per l’astronauta), a mesura que la regió se seguís col·lapsant, la diferència entre les forces gravitatòries als peus i al cap esdevindria tan intensa que l’esquarteraria.
De vegades, quan es col·lapsa una estrella de gran massa, les seves regions exteriors poden ser expulsades violentament per una enorme explosió anomenada supernova. Una explosió de supernova és immensa: pot emetre més llum que totes les altres estrelles de la galàxia juntes. N’és un exemple la supernova del Cranc, de la qual els xinesos van deixar constància el 1054. Encara que l’estrella havia explotat a uns 5.000 anys llum de distància, fou perceptible a ull nu durant mesos i resplendí tant que es podia distingir fins i tot durant el dia, i a la nit es podia llegir amb la seva llum. Una supernova a 500 anys llum de distància —una dècima part de la distància anterior— seria cent vegades més brillant i podria convertir literalment la nit en dia. Per apreciar la violència d’aquestes explosions, tinguem present que la seva llum podria competir amb la del sol, encara que estigués a desenes de milions de vegades més lluny (el sol és a una distància de tan sols uns vuit minuts llum de nosaltres). Si es produís una supernova prou a prop nostre, podria emetre radiació suficient per matar tots els éssers vius, tot deixant la terra intacta. De fet, recentment es va proposar que una hecatombe de criatures marines que es va produir fa uns dos-cents milions d’anys va ser produïda pels raigs còsmics de la radiació d’una supernova propera. Alguns científics creuen que la vida avançada només es pot desenvolupar a les regions de les galàxies on no hi hagi gaire estrelles —«zones de vida»— perquè a regions més denses els fenòmens de supernoves serien prou corrents per sufocar regularment qualsevol intent d’evolució biològica. De mitjana, centenars de milers de supernoves exploten diàriament en una part o altra de l’univers. En una galàxia, es produeix una supernova aproximadament una vegada per segle, però això és tan sols una mitjana. Dissortadament —per als astrònoms, si més no— la darrera supernova registrada a la Via Làctia es produí el 1604, abans de la invenció del telescopi.
El principal candidat per a la propera explosió de supernova a la galàxia és una estrella anomenada Rho Cassiopea. Afortunadament, és a una distància prudencial: uns 10.000 anys llum. És una de les set estrelles conegudes a la Via Làctia d’una classe d’estrelles conegudes com a hipergegants grogues. Un equip internacional d’astrònoms començà a estudiar aquesta estrella el 1993. En anar passant els anys, observaren que presentava fluctuacions periòdiques de temperatura de pocs centenars de graus. Tot d’una, l’estiu de 2000, la seva temperatura va caure bruscament d’uns 7.000 graus a uns 2.000 graus Celsius. Durant aquest temps, també es va detectar en la seva atmosfera òxid de titani, que creiem que és una part d’una capa expulsada de l’estrella per una ona de xoc colossal.
A les supernoves, alguns dels elements més pesants produïts prop de la fi de la vida de l’estrella són ejectats al gas de la galàxia, i subministren una part de la matèria primera per a la propera generació d’estrelles. El sol conté un dos per cent d’aquests elements més pesants. És una estrella de segona o tercera generació, formada fa uns cinc mil milions d’anys a partir d’un núvol de gas en rotació que contenia els residus de supernoves anteriors. La major part del seu gas passà a formar part del sol o fou llançada a l’espai, però una petita part dels elements més pesants es reuní per formar els cossos que ara giren al voltant del sol en forma de planetes, com la terra. L’or de les joies i l’urani dels reactors nuclears són restes de supernoves que existiren abans del naixement del nostre sistema solar!
Quan la terra s’estava acabant de condensar, estava molt calenta i no tenia atmosfera. En el curs del temps es va refredar i adquirí una atmosfera primitiva mitjançant l’emissió de gasos de les roques, però no hi hauríem pogut sobreviure: no contenia oxigen, sinó molts altres gasos que ens resulten verinosos, com el sulfhídric (el gas que produeix la fortor dels ous podrits). Algunes formes de vida primitiva, però, poden florir en aquelles condicions. Es creu que es desenvoluparen als oceans, potser com a resultat de combinacions aleatòries d’àtoms en estructures grans, anomenades macromolècules, capaces d’aplegar altres àtoms per produir estructures semblants a si mateixes. Així, s’haurien autoreproduït i multiplicat. En alguns casos, hi hauria hagut errors en la reproducció, la majoria dels quals haurien fet que la nova macromolècula no s’hagués pogut reproduir i al final hauria estat destruïda. Ara bé, alguns dels errors haurien produït noves macromolècules que es reproduirien encara millor, avantatge que els hauria permès de reemplaçar les macromolècules originals. Així, hauria començat un procés d’evolució que conduí al desenvolupament d’organismes autoreproductors cada cop més complexos. Les primeres formes de vida primitiva consumien materials diversos, inclòs el sulfhídric, i alliberaven oxigen, cosa que anà canviant gradualment la composició de l’atmosfera fins a l’actual, i permeté el desenvolupament de formes superiors de vida com els peixos, rèptils, mamífers i, al final, l’espècie humana.
Aquesta imatge de l’univers, basada en la relativitat general, concorda amb les evidències observacionals de què disposem en l’actualitat. Les matemàtiques, però, no poden tractar realment magnituds infinites, de manera que, en indicar que l’univers començà amb el big bang, la teoria general de la relativitat prediu que hi ha un punt en l’univers en què ella mateixa deixa de valer. Aquest punt és un exemple del que els matemàtics anomenen una singularitat. Quan una teoria prediu singularitats, com per exemple valors infinits per a la temperatura, la densitat o la curvatura, és senyal que ha de ser modificada d’una manera o altra. La relativitat general és una teoria incompleta perquè no ens pot dir com va començar l’univers.
El segle XX va veure com es transformava la visió que els humans tenim de l’univers: ens vam adonar de la insignificança del nostre planeta en la immensitat de l’univers, descobrírem que el temps i l’espai eren corbats i inseparables, que l’univers s’estava expandint i que havia tingut un començament en el temps. Tot i això, també ens adonàrem que la nova gran teoria de l’estructura a gran escala de l’univers, la relativitat general, deixa de ser vàlida prop de l’origen del temps.
El segle XX també va veure néixer una altra gran teoria parcial de la natura, la mecànica quàntica, que tracta els fenòmens que es produeixen a escales molt petites. La nostra imatge del big bang ens diu que hi degué haver un moment en què l’univers molt primitiu era tan petit que, fins i tot en estudiar-ne l’estructura «a gran escala», no era possible menystenir els efectes de petita escala de la mecànica quàntica. La nostra principal esperança d’obtenir una comprensió completa de l’univers des del començament fins al final passa per combinar les dues teories parcials en una sola teoria quàntica de la gravetat. Veurem posteriorment que quan es combina la relativitat general amb el principi d’indeterminació de la mecànica quàntica és possible que tant l’espai com el temps siguin finits sense tenir vores ni fronteres. I és possible que les lleis ordinàries de la ciència es compleixin a tot arreu, inclosa la regió inicial del temps, sense la necessitat que en ella hi hagi cap singularitat.