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

INTRODUCCIÓ

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.

PRIMERA CONFERÈNCIA. IDEES SOBRE L’UNIVERS

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.

EL COMENÇAMENT DE L’UNIVERS

Evidentment, el començament de l’univers feia molt de temps que era objecte de debat. Segons diverses cosmologies primitives de la tradició jueva/cristiana/musulmana, l’univers va començar en un instant finit i no gaire distant en el passat. Un argument a favor d’aquesta mena de començament era la sensació que hi havia d’haver una primera causa que expliqués l’existència de l’univers.

Un altre argument va ser proposat per sant Agustí en el seu llibre La ciutat de Déu. Agustí d’Hipona va assenyalar que la civilització progressa i que recordem qui va dur a terme una gesta determinada o qui va desenvolupar una tècnica concreta. Per això l’home —i, per tant, potser també l’univers— no pot haver existit des de sempre. Perquè, si no, ja hauríem progressat més que no ho hem fet.

Sant Agustí acceptava una data de l’entorn del 5000 aC per a la creació de l’univers segons el llibre del Gènesi. És interessant observar que aquesta data no s’allunya gaire del final de l’última edat del gel, vora el 10000 aC, que és quan va començar realment la civilització. A Aristòtil i a la majoria de filòsofs grecs, en canvi, no els agradava la idea d’una creació perquè hi havia massa intervenció divina. Ells creien, doncs, que la raça humana i el món que l’envolta havien existit des de sempre i que existirien per sempre. Ja s’havien plantejat l’argument del progrés, que hem descrit més amunt, i hi havien respost dient que s’havien produït inundacions periòdiques i altres catàstrofes que havien fet tornar la raça humana reiteradament al punt de partida de la civilització.

Quan la majoria de persones creien en un univers estàtic i immutable, la qüestió de si tenia o no un començament era un aspecte reservat a la metafísica o la teologia. Es podia justificar en un sentit o en l’altre el que s’observava. O bé l’univers havia existit des de sempre, o bé havia estat posat en moviment en algun instant finit de manera que semblés que havia existit des de sempre. Però el 1929 Edwin Hubble va fer la històrica observació que, miréssim on miréssim, les estrelles distants s’allunyaven ràpidament de nosaltres. Dit d’una altra manera: l’univers s’estava expandint. Això volia dir que, en temps passats, els objectes devien estar més junts.

De fet, semblava que hi havia hagut un moment entre fa 10.000 i 20.000 milions d’anys en què tots els objectes devien ser exactament al mateix lloc. Aquell descobriment va fer entrar per fi la qüestió del començament de l’univers al reialme de la ciència. Les observacions de Hubble feien pensar que hi havia hagut un instant anomenat big bang (‘gran explosió’) en què l’univers era infinitesimalment petit i, per tant, infinitament dens. Si hi havia esdeveniments previs a aquell moment, no podien afectar el que passa en el temps present. La seva existència es podia ignorar perquè no tindria conseqüències observables.

Es podria dir que el temps va començar amb el big bang, en el sentit que no es poden definir temps anteriors a aquell succés. Caldria remarcar que aquest començament del temps és molt diferent d’aquells que s’havien considerat prèviament. En un univers immutable, el començament del temps és una cosa que ha de ser imposada per alguna cosa que es troba fora de l’univers. No hi ha necessitat física d’un començament. Un pot imaginar que Déu va crear l’univers en, literalment, qualsevol moment del passat. En canvi, si l’univers s’està expandint, hi pot haver motius físics que justifiquin que va haver de tenir lloc un inici. Es podria creure igualment que Déu va crear l’univers en l’instant del big bang. Déu fins i tot el podria haver creat en un moment posterior de manera que semblés que hi havia hagut un big bang. Però no tindria sentit suposar que s’hagués creat abans del big bang. Un univers en expansió no exclou un creador, però sí que posa límits al moment en què s’hauria pogut executar la creació.

SEGONA CONFERÈNCIA. L’UNIVERS EN EXPANSIÓ

El nostre Sol i els estels propers formen part d’una enorme acumulació d’estrelles anomenada galàxia de la Via Làctia. Durant molt de temps es va creure que això era la totalitat de l’univers. No va ser fins al 1924 que l’astrònom nord-americà Edwin Hubble va demostrar que la nostra galàxia no era l’única que hi havia. De fet, n’hi havia moltes altres, separades per una enorme quantitat d’espai buit. Per demostrar-ho, Hubble va haver de determinar les distàncies fins a aquelles altres galàxies. Podem determinar la distància fins a una estrella propera observant com canvia de posició mentre la Terra gira al voltant del Sol. Però les altres galàxies són tan lluny que, a diferència de les estrelles que tenim a prop, en realitat sembla que estiguin fixes. Hubble es va veure obligat, doncs, a utilitzar mètodes indirectes per mesurar aquelles distàncies.

La brillantor aparent d’una estrella depèn de dos factors: la seva lluminositat i la distància respecte a la Terra. En el cas de les estrelles properes, podem mesurar-ne tant la brillantor aparent com la distància i, per tant, podem calcular-ne la lluminositat. Així, si sabéssim la lluminositat d’estrelles d’altres galàxies, podríem calcular la seva distància mesurant-ne la brillantor aparent. Hubble sostenia que hi havia certs tipus d’estrelles que sempre tenien la mateixa lluminositat quan eren prou a prop nostre perquè la poguéssim mesurar. Per tant, si trobàvem estrelles com aquelles en altres galàxies, podríem suposar que tenien la mateixa lluminositat. Així doncs, podríem calcular la distància fins a aquella galàxia. Si poguéssim aplicar aquest mètode a un bon nombre d’estrelles d’una mateixa galàxia i els nostres càlculs sempre donessin la mateixa distància, podríem afirmar amb força seguretat que la nostra estimació és correcta. D’aquesta manera, Hubble va calcular la distància a la qual estan situades nou galàxies diferents.

Actualment, sabem que la nostra galàxia és tan sols una més dels centenars de milers de milions de galàxies que es poden observar fent servir telescopis moderns, cadascuna de les quals conté uns quants centenars de milers de milions d’estrelles. Vivim en una galàxia que fa uns 100.000 anys llum de cap a cap i que gira a poc a poc sobre ella mateixa: les estrelles situades als seus braços en espiral orbiten al voltant del seu centre i fan una volta cada 100 milions d’anys. El nostre Sol no és sinó una estrella groga normal i corrent, de mida mitjana, situada a prop de l’extrem exterior d’un dels braços en espiral. Certament, hem avançat molt des d’Aristòtil i Ptolemeu, quan ens pensàvem que la Terra era el centre de l’univers.

Les estrelles són tan lluny que a nosaltres ens semblen només uns puntets de llum. No en podem determinar les dimensions ni la forma. Com podem, doncs, distingir diversos tipus d’estrelles? Pel que fa a la immensa majoria d’estrelles, només en podem observar un tret distintiu: el color de la llum que emeten. Newton va descobrir que, quan la llum del Sol passa a través d’un prisma, es descompon en els colors que la componen —el seu espectre—, com en l’arc de Sant Martí. Encarant un telescopi cap a una estrella o galàxia concreta, es pot observar l’espectre de la llum que prové d’aquella estrella o galàxia.

Estrelles diferents tenen espectres diferents, però la brillantor relativa dels diferents colors sempre és exactament la que esperaríem trobar en la llum emesa per un objecte incandescent. Això vol dir que podem determinar la temperatura d’una estrella a partir de l’espectre de la seva llum. A més, veiem que certs colors molt concrets no formen part de l’espectre d’algunes estrelles, i aquests colors que falten poden variar d’una estrella a una altra. Sabem que cada element químic absorbeix un conjunt de colors molt específic. Així doncs, relacionant aquests colors que no apareixen en l’espectre d’una estrella, podem establir amb precisió quins elements hi ha a l’atmosfera de l’estel.

Als anys vint del segle xx, quan els astrònoms van començar-se a fixar en l’espectre de les estrelles d’altres galàxies, van descobrir una cosa molt peculiar: els faltaven els mateixos conjunts de colors que a les estrelles de la nostra galàxia, però totes estaven decantades en la mateixa quantitat relativa cap a l’extrem vermell de l’espectre. L’única explicació raonable era que les galàxies s’estaven allunyant de nosaltres i que, per tant, la freqüència de les ones de llum que ens n’arribaven s’estava reduint, o desplaçant cap al vermell, a causa de l’efecte Doppler. Escolteu la fressa d’un cotxe que passa per la carretera. Quan el vehicle s’acosta, el motor sona més agut, fet que es correspon a una freqüència més alta de les ones sonores. En canvi, quan passa per davant nostre i s’allunya, sona més greu. El comportament de les ones de ràdio o de llum és semblant. De fet, la policia utilitzava l’efecte Doppler per mesurar la velocitat dels cotxes calculant la freqüència de les pulsacions d’ones de ràdio reflectides als vehicles.

Durant els anys posteriors a la demostració de l’existència d’altres galàxies, Hubble va dedicar-se a catalogar-ne les distàncies i a observar-ne els espectres. En aquell moment, la majoria de gent es pensava que les galàxies es movien d’una manera totalment aleatòria i, per tant, preveien que trobarien tants espectres desplaçats cap al blau com de desplaçats cap al vermell. Va ser una gran sorpresa, doncs, descobrir que totes les galàxies presentaven un desplaçament cap al vermell. Totes i cadascuna de les galàxies s’estaven allunyant de nosaltres. Més sorprenent encara va ser el resultat que va publicar Hubble el 1929: ni tan sols era aleatori el nivell de desplaçament cap al vermell de les galàxies, sinó que era directament proporcional a la distància a què es trobava de nosaltres la galàxia en qüestió. Dit d’una altra manera, com més lluny era una galàxia, més de pressa s’allunyava. I això significava que l’univers no podia ser estàtic, com tothom pensava anteriorment, sinó que, en realitat, s’estava expandint. La distància entre les diverses galàxies no parava d’augmentar.

El descobriment que l’univers s’estava expandint va ser una de les grans revolucions intel·lectuals del segle xx. Retrospectivament, és fàcil preguntar-se com és que ningú no ho havia pensat abans. Newton i altres estudiosos s’haurien d’haver adonat que un univers estàtic aviat hauria començat a contreure’s per influència de la gravetat. Si s’estava expandint molt a poc a poc, la força de la gravetat faria que finalment deixés d’expandir-se i comencés a contreure’s. Tanmateix, si s’estava expandint a un ritme superior a un cert nivell crític, la gravetat no seria mai prou forta per aturar-lo i l’univers continuaria expandint-se per sempre. Això s’assembla una mica al que passa quan es llança un coet cap enlaire des de la superfície de la Terra. Si té una velocitat baixa, la gravetat acaba frenant el coet i el fa caure cap enrere. En canvi, si el coet porta una velocitat superior a un cert límit crític —d’un xic més d’11 quilòmetres per segon—, la gravetat no és prou forta per retenir-lo i, per tant, continua allunyant-se de la Terra per sempre.

Aquest comportament de l’univers s’hauria pogut predir a partir de la teoria de la gravetat de Newton en qualsevol moment del segle xix, del xviii o fins i tot de final del segle xvii. Però estava tan arrelada la creença en un univers estàtic que va persistir fins als primers anys del segle xx. Fins i tot quan Einstein va formular la teoria de la relativitat general, el 1915, estava segur que l’univers havia de ser estàtic. Per tant, va modificar la seva teoria perquè això fos possible introduint en les seves equacions un element anomenat constant cosmològica. Allò era una nova força «antigravitatòria» que, a diferència d’altres forces, no procedia de cap font concreta, sinó que estava incorporada en el teixit mateix de l’espaitemps. La constant cosmològica d’Einstein conferia a l’espaitemps una tendència inherent a expandir-se, i podia ser que aquella força compensés exactament l’atracció de tota la matèria de l’univers perquè hi pogués haver un univers estàtic.

Sembla que només un home volia prendre’s la relativitat general al peu de la lletra. Mentre Einstein i altres físics buscaven maneres d’evitar la predicció d’un univers no estàtic que es desprenia de la relativitat general, el físic rus Alexander Friedmann es va proposar trobar-hi una explicació.