Daca cineva priveste cerul intr-o noapte senina, fara luna, obiectele cele mai stralucitoare care se vad sunt probabil planetele Venus, Marte, Jupiter si Saturn. Vor mai fi si un numar mare de stele exact la fel ca soarele nostru, dar mult mai departe de noi. De fapt, unele din aceste stele fixe par a-si schimba foarte lent pozitiile una fata de cealalta atunci cand pamantul se misca pe orbita in jurul soarelui: in realitate ele nu sunt deloc fixe! Aceasta deoarece ele sunt relativ aproape de noi. Pe masura ce pamantul se misca in jurul soarelui le vedem din diferite pozitii pe fondul stelelor mult mai indepartate. Din fericire, aceasta ne permite sa masuram direct distanta dintre stele si noi: cu cat sunt mai aproape, cu atat par ca se deplaseaza mai mult. Steaua cea mai apropiata, numita Proxima Centauri, este la o distanta de circa patru ani lumina (lumina care vine de la ea are nevoie de circa patru ani sa ajunga la Pamant), sau aproape treizeci si sapte de milioane de milioane de kilometri. Majoritatea celorlalte stele care sunt vizibile cu ochiul liber se gasesc in limitele a cateva sute de ani lumina de noi. Pentru comparatie, soarele nostru este la numai 8 minute lumina departare! Stelele vizibile apar imprastiate pe tot cerul noptii, dar sunt concentrate in special intr-o banda pe care o numim Calea Lactee. In anul 1750, unii astronomi sugerau ca aparitia Caii Lactee poate fi explicata daca majoritatea stelelor vizibile se gasesc intr-o singura configuratie in forma de disc, un exemplu de ceea ce numim galaxie spirala. Numai cateva zeci de ani mai tarziu, astronomul Sir William Herschel a confirmat ideea catalogand minutios pozitiile si distantele unui mare numar de stele. Chiar asa, ideea a fost complet acceptata abia la inceputul acestui secol. j2b1bk
Imaginea moderna a universului dateaza doar din 1924, cand astronomul american Edwin Hubble a demonstrat ca galaxia noastra nu era singura. De fapt existau multe altele, cu intinderi vaste de spatiu gol intre ele. Pentru a dovedi aceasta, a trebuit sa determine distantele pana la celelalte galaxii, care sunt atat de indepartate incat, spre deosebire de stelele apropiate, ele apar fixe. Prin urmare Hubble a fost silit sa utilizeze metode indirecte pentru masurarea distantelor. Acum, stralucirea aparenta a unei stele depinde de doi factori: de cat de multa lumina radiaza (luminozitatea sa) si de cat este de departe de noi. Pentru stelele apropiate, putem masura stralucirea lor aparenta si distanta pana la ele, astfel ca putem afla luminozitatea lor. Invers, daca stim luminozitatea stelelor din alte galaxii, putem afla distanta la care se afla masurand stralucirea lor aparenta. Hubble a observat ca atunci cand sunt destul de aproape de noi ca sa le masuram, anumite tipuri de stele au intotdeauna aceeasi luminozitate, prin urmare, a argumentat el, daca gasim stele de acest fel in alta galaxie, putem presupune ca ele au aceeasi luminozitate si astfel putem calcula distanta pana la acea galaxie. Daca putem face acest lucru pentru mai multe stele din aceeasi galaxie si calculele noastre dau mereu aceeasi distanta, putem fi destul de siguri de estimarea noastra.
In acest fel, Edwin Hubble a aflat distantele pana la noua galaxii diferite. stim acum ca galaxia noastra este numai una din cateva sute de miliarde care se pot vedea cu telescoapele moderne, fiecare galaxie continand cateva sute de miliarde de stele. Figura 3.1 prezinta o imagine a unei galaxii spirale vazuta din profil, similara cu felul in care credem ca trebuie sa arate galaxia noastra pentru cineva care traieste in alta galaxie. Noi traim intr-o galaxie care are aproape o suta de mii de ani lumina diametru si care se roteste lent; stelele din bratele sale spirale se invartesc in jurul centrului sau o data la fiecare cateva sute de milioane de ani. Soarele nostru este doar o stea galbena, obisnuita, de dimensiune medie, aflata langa marginea interioara a uneia dintre bratele spirale. Am parcurs desigur un drum lung de la Aristotel si Ptolemeu cand credeam ca pamantul era centrul universului!

Stelele sunt atat de indepartate incat ne apar doar ca puncte de lumina. Nu putem vedea dimensiunea sau forma lor. Atunci, cum putem imparti stelele in diferite tipuri? Pentru marea majoritate a stelelor exista doar o trasatura caracteristica pe care o putem observa culoarea luminii lor. Newton a descoperit ca daca lumina soarelui trece printr-o bucata de sticla de forma triunghiulara, numita prisma, ea se descompune in culorile sale componente (spectrul sau) ca intr-un curcubeu. Focalizand un telescop pe stea sau pe o galaxie, se poate observa in mod asemanator spectrul luminii acelei stele sau galaxii. Stele diferite au spectre diferite, dar stralucirea relativa a diferitelor culori este intotdeauna exact ceea ce ar fi de asteptat sa se gaseasca in lumina emisa de un obiect incandescent. De fapt, lumina emisa de un obiect incandescent are un spectru caracteristic care depinde numai de temperatura sa un spectru termic. Aceasta inseamna ca putem spune care este temperatura unei stele din spectrul luminii sale. Mai mult, descoperim ca anumite culori foarte specifice lipsesc din spectrele stelelor si aceste culori lipsa pot varia de la o stea la alta. Deoarece stim ca fiecare element chimic absoarbe un set caracteristic de culori foarte specifice, comparandu-le cu acelea care lipsesc din spectrul unei stele, putem determina exact ce elemente exista in atmosfera stelei.
In anii '20, cand astronomii au inceput sa priveasca spectrele stelelor din alte galaxii, au descoperit ceva deosebit: erau aceleasi seturi caracteristice de culori lipsa ca si la stelele din galaxia noastra, dar toate erau deplasate spre capatul rosu al spectrului cu aceeasi cantitate relativa. Pentru a intelege implicatiile acestui fapt, trebuie sa intelegem mai intai efectul Doppler. Asa cum am vazut, lumina vizibila consta din fluctuatii, sau unde, in timpul electromagnetic. Frecventa (sau numarul de unde pe secunda) luminii este extrem de inalta, variind de la patru la sapte sute de milioane de milioane de unde pe secunda. Diferitele frecvente ale luminii reprezinta ceea ce ochiul uman vede ca diferite culori, frecventele cele mai joase apasand la capatul rosu al spectrului si frecventele cele mai inalte la capatul albastru. Sa ne imaginam acum o sursa de lumina aflata la distanta constanta de noi, cum este o stea, care emite unde de lumina cu frecventa constanta. Evident, frecventa undelor pe care le receptionam va fi aceeasi cu frecventa la care sunt emise (campul gravitational al galaxiei nu ar fi suficient de mare pentru a avea un efect semnificativ). Sa presupunem acum ca sursa incepe sa se miste spre noi. Cand sursa emite urmatorul maxim al undei ea va fi mai aproape de noi astfel incat timpul necesar maximului undei sa ajunga la noi este mai mic si prin urmare numarul de unde pe care-l receptionam in fiecare secunda (adica frecventa) este mai mare decat atunci cand steaua era stationara. In mod corespunzator, daca sursa se departeaza de noi, frecventa undelor pe care le receptionam va fi mai mica. Prin urmare, in cazul luminii, aceasta inseamna ca stelele care se departeaza de noi vor avea spectrul deplasat spre capatul rosu al spectrului (deplasare spre rosu) si acelea care se misca spre noi vor avea spectrul deplasat spre albastru. Aceasta relatie intre frecventa si viteza, care se numeste efectul Doppler, reprezinta o experienta de fiecare zi. Ascultati o masina care trece pe strada: atunci cand masina se apropie motorul sau are sunetul mai ascutit (corespunzator unei frecvente mai inalte a undelor sonore) si atunci cand trece si se indeparteaza, sunetul sau este mai grav. Comportarea undelor de lumina sau radio este similara. Intr-adevar, politia utilizeaza efectul Doppler pentru a masura viteza masinilor masurand frecventa impulsurilor undelor radio reflectate de acestea.
Dupa ce a dovedit existenta altor galaxii, in anii care au urmat, Hubble si-a petrecut timpul catalogand distantele la care se afla si observand spectrele lor. In acea vreme majoritatea oamenilor se asteptau ca galaxiile sa se miste de jur imprejur la intamplare, si deci se asteptau sa gaseasca tot atat de multe spectre deplasate catre albastru ca si cele deplasate spre rosu. Prin urmare, a fost destul de surprinzatoare descoperirea ca majoritatea galaxiilor apareau deplasate spre rosu: aproape toate se departau de noi! Si mai surprinzatoare a fost descoperirea pe care Hubble a publicat-o in 1929: nici marimea deplasarii spre rosu a unei galaxii nu este intamplatoare, ci este direct proportionala cu distanta galaxiei fata de noi. Sau, cu alte cuvinte, cu cat este mai indepartata de galaxie, cu atat se departeaza mai repede! Si aceasta insemna ca universul nu poate fi static, asa cum credeau toti inainte, ci de fapt este in expansiune; distanta dintre diferitele galaxii creste neincetat.
Descoperirea expansiunii universului a fost una din marile revolutii intelectuale ale secolului douazeci. Acum este usor sa te miri de ce nu s-a gandit nimeni la ea mai inainte. Newton si altii ar fi trebuit sa realizeze ca un univers static ar incepe curand sa se contracte sub influenta gravitatiei. Totusi, daca expansiunea s-ar face mai repede decat cu o anumita valoare critica, gravitatia nu ar fi niciodata suficient de puternica sa o opreasca si universul ar continua sa se extinda pentru totdeauna. Cam asa se intampla cand se lanseaza o racheta in sus de pe suprafata pamantului. Daca ea are o viteza destul de scazuta, gravitatia va opri in cele din urma racheta si ea va incepe sa cada. Pe de alta parte, daca racheta are o viteza mai mare decat o valoare critica (unsprezece km pe secunda) gravitatia nu va fi suficient de puternica s-o traga inapoi, astfel ca ea se va departa de pamant pentru totdeauna. Aceasta comportare a universului ar fi putut fi prezisa de teoria gravitatiei a lui Newton in orice moment al secolelor nouasprezece, optsprezece sau chiar la sfarsitul secolului saptesprezece. Totusi, credinta intr-un univers static era atat de puternica incat a persistat pana la inceputul secolului douazeci. Chiar Einstein, cand a formulat teoria generala a relativitatii in 1915, era atat de sigur ca universul trebuia sa fie static incat si-a modificat teoria ca sa faca acest lucru posibil, introducand in ecuatiile sale o asa-numita constanta cosmologica. Einstein a introdus o noua forta “antigravitationala” care spre deosebire de alte forte, nu provenea dintr-o anumita sursa ci era incorporata in structura spatiu-timpului. El pretindea ca spatiu-timpul are o tendinta de expansiune incorporata si aceasta poate fi facuta sa echilibreze exact atractia intregii materii din univers, astfel incat ar rezulta ; un univers static. Se pare ca numai un singur om a fost dispus sa ia drept buna relativitatea generalizata si in timp ce Einstein si alti fizicieni cautau modalitati de evitare a predictiei unui univers nestatic, fizicianul si matematicianul rus Alexander Friedmann s-a apucat s-o explice.
Friedmann a emis doua ipoteze foarte simple despre univers: ca universul arata identic in orice directie privim si ca acest lucru ar fi adevarat si daca am observa universul din alta parte. Numai din aceste doua idei, Friedmann a aratat ca nu trebuie sa ne asteptam ca universul sa fie static. De fapt, in 1922, cu cativa ani inainte de descoperirea lui Edwin Hubble, Friedmann a prezis exact ce a descoperit Hubble!
In mod clar ipoteza ca universul arata la fel in orice directie nu este in realitate adevarata. De exemplu, asa cum am vazut, celelalte stele din galaxie formeaza o banda distincta de lumina pe cerul noptii, numita Calea Lactee. Dar daca privim galaxiile indepartate, pare sa fie mai mult sau mai putin acelasi numar de galaxii. Astfel, universul pare sa fie aproximativ acelasi in orice directie, cu conditia sa fie vazut la scara mare in comparatie cu distanta dintre galaxii si sa fie ignorate diferentele la scara mica. Pentru multa vreme, aceasta a fost o justificare suficienta pentru ipoteza lui Friedmann ca o aproximatie grosiera a universului real. Dar mai recent un accident fericit a pus in evidenta faptul ca ipoteza lui Friedmann este de fapt o descriere remarcabil de precisa a universului nostru.

In 1965 doi fizicieni americani de la Bell Telephone Laboratories din New Jersey, Arno Penzias si Robert Wilson, testau un detector foarte sensibil la microunde. (Microundele sunt exact ca undele de lumina, dar cu o frecventa de ordinul a numai zece miliarde de unde pe secunda.) Penzias si Wilson au fost ingrijorati cand au descoperit ca detectorul lor capta mai mult zgomot decat ar fi trebuit. Zgomotul nu parea sa vina dintr-o anumita directie. Mai intai au descoperit dejectii de pasari in detectorul lor si au verificat si alte posibile defecte in functionare, dar curand acestea au fost eliminate. Ei stiau ca orice zgomot din atmosfera era mai puternic atunci cand detectorul nu era indreptat in sus decat in cazul cand era, deoarece razele de lumina parcurg o distanta mai mare in atmosfera cand sunt receptionate din apropierea orizontului decat atunci cand sunt receptionate direct de sus. Zgomotul suplimentar era acelasi indiferent de directia in care era indreptat detectorul, astfel ca el trebuia sa provina din afara atmosferei. De asemenea, el era acelasi ziua si noaptea, in tot timpul anului, chiar daca pamantul se rotea in jurul axei sale si se misca pe orbita in jurul soarelui. Aceasta a aratat ca radiatia trebuie sa vina de dincolo de sistemul solar si chiar de dincolo de galaxie, deoarece altfel ar fi variat atunci cand miscarea pamantului indrepta detectorul in directii diferite. De fapt, stim ca radiatia trebuie sa fi calatorit spre noi prin cea mai mare parte a universului observabil, si deoarece pare a fi aceeasi in diferite directii, universul trebuie sa fie, de asemenea, acelasi in orice directie, cel putin la scara mare. Stim acum ca in orice directie privim, acest zgomot nu variaza niciodata cu mai mult de unu la zece mii astfel ca Penzias si Wilson au nimerit fara sa-si dea seama peste o confirmare remarcabil de precisa a primei ipoteze a lui Friedmann.
Aproximativ in acelasi timp doi fizicieni americani de la Universitatea Princeton, Bob Dicke si Jim Peebles, erau interesati de microunde. Ei lucrau la o ipoteza, emisa de George Gamow (fost student al lui Alexander Friedmann), ca universul timpuriu trebuie sa fi fost fierbinte si dens, incandescent. Dicke si Peebles au argumentat ca ar trebui sa putem vedea inca stralucirea universului timpuriu, deoarece lumina unor parti foarte indepartate ale sale ar ajunge la noi abia acum. Totusi, expansiunea universului insemna ca aceasta lumina trebuia sa fie atat de mult deplasata spre rosu incat ea ne-ar aparea ca radiatie de microunde. Dicke si Peebles se pregateau sa caute aceasta radiatie atunci cand Penzias si Wilson au auzit despre activitatea lor si au realizat ca ei o gasisera deja. Pentru aceasta, Penzias si Wilson au primit premiul Nobel in 1978 (ceea ce nu le-a prea convenit lui Dicke si Peebles, ca sa nu mai vorbim de Gamow!).
Acum, la prima vedere, aceasta dovada ca universul arata acelasi indiferent in ce directie privim ar parea sa sugereze ca exista ceva special in ceea ce priveste locul nostru in univers. Mai ales, ar parea ca daca observam ca toate celelalte galaxii se departeaza de noi; atunci noi trebuie sa fim in centrul universului. Exista, totusi, o alta explicatie; universul poate sa arate la fel in orice directie si vazut din oricare alta galaxie. Aceasta, asa cum am vazut, a fost a doua ipoteza a lui Friedmann. Nu avem o dovada stiintifica pentru sau impotriva acestei ipoteze. O credem datorita modestiei: ar fi fost cu totul extraordinar daca universul ar fi aratat acelasi in orice directie in jurul nostru, si nu in jurul altor puncte din univers! In modelul lui Friedmann, toate galaxiile se departeaza una de alta. Situatia se prezinta ca un balon cu mai multe pete pictate pe el care este umflat in mod constant. Cand balonul se umfla, distanta dintre oricare doua pete creste, dar nu exista o pata care sa poata fi considerata centrul expansiunii. Mai mult, cu cat distanta dintre pete este mai mare, cu atat mai repede se vor indeparta una de alta. In mod asemanator, in modelul lui Friedmann viteza cu care se indeparteaza doua galaxii este proportionala cu distanta dintre ele. Astfel, el a prezis ca deplasarea spre rosu a unei galaxii trebuie sa fie direct proportionala cu distanta la care se gaseste fata de noi, exact cum a descoperit Hubble. In ciuda succesului modelului sau si prezicerii observatiilor lui Hubble, lucrarea lui Friedmann a ramas necunoscuta in vest pana cand fizicianul american Arthur Walker a descoperit modele similare in 1935, ca raspuns la descoperirea lui Hubble a expansiunii uniforme a universului.
Desi Friedmann nu a gasit decat unul, exista, de fapt, trei tipuri diferite de modele care asculta de cele doua ipoteze fundamentale ale lui Friedmann. In primul tip (pe care l-a gasit Friedmann) universul se extinde suficient de incet incat atractia gravitationala dintre diferitele galaxii sa provoace incetinirea si in cele din urma oprirea expansiunii. Atunci galaxiile incep sa se miste una spre cealalta si universul se contracta. Figura 3.2 arata modul in care se modifica cu timpul distanta dintre doua galaxii invecinate. Ea porneste de la zero, creste la o valoare maxima si apoi descreste din nou la zero. In al doilea tip de solutie, expansiunea universului este atat de rapida incat atractia gravitationala nu poate s-o opreasca desi o incetineste putin. Figura 3.3 prezinta distanta dintre galaxiile invecinate, in acest model. Ea porneste de la zero si in cele din urma galaxiile se indeparteaza cu viteza constanta. In sfarsit, exista o a treia solutie, in care expansiunea universului este exact atat de rapida incat sa evite colapsul. In acest caz, distanta, prezentata in figura 3.4, porneste, de asemenea, de la zero si creste mereu. Totusi, viteza cu care se indeparteaza galaxiile devine din ce in ce mai mica, deci ea nu ajunge niciodata la zero.

O caracteristica remarcabila a primului tip al modelului lui Friedmann este ca in el universul nu este infinit in spatiu, dar totodata spatiul nu are limite. Gravitatia este atat de puternica incat spatiul este curbat in el insusi, facandu-l asemanator cu suprafata pamantului. Daca cineva calatoreste intr-o anumita directie pe suprafata pamantului, niciodata nu ajunge la o bariera de netrecut sau nu cade peste margine, ci in cele din urma se intoarce de unde a plecat. In primul model al lui Friedmann, spatiul este la fel ca acesta, dar cu trei dimensiuni in loc de cele doua de pe suprafata pamantului. Cea de-a patra dimensiune, timpul, este de asemenea finita, dar este ca o linie cu doua capete sau limite, un inceput si un sfarsit. Vom vedea mai tarziu ca atunci cand se combina relativitatea generalizata cu principiul de incertitudine din mecanica cuantica, este posibil ca atat spatiul cat si timpul sa fie finite fara margini sau limite.
Ideea ca cineva poate calatori in jurul universului si termina calatoria acolo unde a inceput-o este buna pentru literatura stiintifico-fantastica dar nu are mare semnificatie practica, deoarece se poate arata ca universul ar suferi un colaps catre dimensiunea zero inainte ca cineva sa-l strabata de jur imprejur. Ar trebui sa va deplasati mai repede decat lumina pentru a incheia calatoria acolo unde ati inceput-o inainte ca universul sa ajunga la un sfarsit si acest lucru nu este permis!
In primul tip al modelului lui Friedmann, in care sufera expansiunea si colapsul, spatiul este curbat in el insusi, ca suprafata pamantului. Prin urmare are o intindere finita. In al doilea tip de model, in care expansiunea este eterna, spatiul este curbat altfel, ca suprafata unei sei. Astfel, in acest caz spatiul este infinit. In sfarsit, in al treilea tip al modelului lui Friedmann, in care are exact rata critica de expansiune, spatiul este plat (si deci este de asemenea infinit).

Dar care model al lui Friedmann descrie universul nostru? Isi va opri universul in cele din urma expansiunea si va incepe sa se contracte sau se va extinde pentru totdeauna? Pentru a raspunde la aceasta intrebare trebuie sa cunoastem rata actuala de expansiune a universului si densitatea sa medie actuala. Daca densitatea este mai mica incat o anumita valoare critica, determinata de rata de expansiune, atractia gravitationala va fi prea slaba pentru a opri expansiunea. Daca densitatea este mai mare decat valoarea critica, gravitatia va opri expansiunea la un anumit moment in viitor si va determina colapsul universului.
Putem determina rata actuala de expansiune masurand vitezele cu care celelalte galaxii se departeaza de noi, utilizand efectul Doppler. Aceasta se poate face foarte precis. Totusi, distantele pana la galaxii nu sunt foarte bine cunoscute, deoarece nu le putem masura decat indirect. Astfel, tot ceea ce stim este ca universul se extinde cu o valoare intre 5 si 10% la fiecare miliard de ani. Totusi, incertitudinea asupra densitatii medii actuale prezente a universului este si mai mare. Daca adunam masele tuturor stelelor pe care le putem vedea din galaxia noastra si alte galaxii, totalul este mai mic decat o sutime din cantitatea necesara pentru a opri expansiunea universului, chiar pentru estimarea cea mai scazuta a ratei de expansiune. Totusi, galaxia noastra si alte galaxii trebuie sa contina o mare cantitate de “materie neagra” pe care nu o putem vedea direct, dar despre care stim ca trebuie sa fie acolo datorita influentei atractiei stationale asupra orbitelor stelelor din galaxie. Mai mult, majoritatea galaxiilor formeaza roiuri si putem deduce in mod asemanator prezenta unei cantitati mai mari de materie neagra intre galaxiile din aceste roiuri prin efectul sau asupra miscarii galaxiilor. Atunci cand adunam toata aceasta materie neagra, obtinem doar circa o zecime din cantitatea necesara pentru a opri expansiunea. Totusi, nu putem exclude posibilitatea ca ar putea exista o alta forma a materiei, distribuita aproape uniform in univers, pe care nu am detectat-o inca si care poate mari densitatea medie a universului pana la valoarea critica necesara pentru a opri expansiunea. Prin urmare, dovezile actuale sugereaza ca universul se va extinde probabil la nesfarsit dar nu putem fi siguri decat de faptul ca si in cazul in care se va produce colapsul universului, aceasta nu se va intampla cel putin inca alte zece miliarde de ani, deoarece universul s-a extins deja cel putin pe aceasta durata. Acest lucru nu trebuie sa ne ingrijoreze nejustificat; la acel moment, daca nu am facut colonii dincolo de sistemul solar, omenirea va fi murit de mult, stinsa o data cu soarele nostru!
Toate solutiile lui Friedmann au caracteristic faptul ca la un anumit moment in trecut (acum zece-douazeci miliarde de ani) distanta dintre galaxiile invecinate trebuie sa fi fost zero. In acel moment, pe care noi il numim Big Bang, densitatea universului si curbura spatiu-timpului ar fi fost infinite. Deoarece matematica nu poate trata realmente cu numere infinite, aceasta inseamna ca teoria generala a relativitatii (pe care se bazeaza solutiile lui Friedmann) prezice ca exista un punct in univers unde teoria insasi nu mai functioneaza. Un astfel de punct este un exemplu de ceea ce matematicienii numesc o singularitate. De fapt, toate teoriile noastre stiintifice sant bazate pe ipoteza ca spatiu-timpul este neted si aproape plat, astfel ca ele nu functioneaza la singularitatea Big Bang-ului, unde curbura spatiului este infinita. Aceasta inseamna ca si daca ar fi existat evenimente inainte de Big Bang, ele nu ar putea fi utilizate pentru a determina ce s-ar fi intamplat dupa aceea, deoarece capacitatea de predictie ar fi incetat la Big Bang. In mod asemanator, daca asa cum este cazul cunoastem numai ceea ce s-a intamplat de la Big Bang, nu am putea sa determinam ce s-a intamplat inainte. In ceea ce ne priveste, evenimentele dinainte de Big Bang nu pot avea consecinte, astfel ca ele nu trebuie sa formeze o parte a unui model stiintific al universului. Prin urmare trebuie sa le eliminam din model si sa spunem ca timpul are un inceput la Big Bang.
Multa lume nu agreeaza ideea ca timpul are un inceput, probabil deoarece aduce a interventie divina. (Biserica Catolica, pe de alta parte, a pus mana pe modelul Big Bang si in 1951 a declarat oficial ca este in conformitate cu Biblia.) Prin urmare, au fost mai multe
Incercari de evitare a concluziei ca a existat un Big Bang. Propunerea care a castigat sprijinul cel mai larg s-a numit teoria starii stationare. Ea a fost sugerata in 1948 de doi refugiati din Austria ocupata de nazisti, Hermann Bondi si Thomas Gold, impreuna cu un englez, Fred Hoyle, care a lucrat cu ei la perfectionarea radarului in timpul razboiului. Ideea era ca atunci cand galaxiile se departeaza una de alta, in golurile dintre ele se formeaza continuu noi galaxii. Deci universul ar arata aproximativ la fel tot timpul, cat si in toate punctele din spatiu. Teoria starii stationare cerea o modificare a relativitatii generalizate pentru a permite crearea continua de materie, dar rata implicata era atat de mica (de circa o particula pe kilometru cub pe an) incat nu era in conflict cu experimentul. Teoria era o teorie stiintifica buna, in sensul descris in capitolul 1; ea era simpla si facea preziceri clare care puteau fi testate prin observatii. Una dintre aceste preziceri e ca numarul de galaxii sau obiecte similare in orice volum dat al spatiului trebuie sa fie acelasi oriunde sau oricand privim in univers. La sfarsitul anilor '50 si inceputul anilor '60, un grup de astronomi condus de Martin Ryle (care a lucrat si cu Bondi, Gold si Hoyle la radar in timpul razboiului), la Cambridge, a efectuat o cercetare a surselor de unde radio din spatiul cosmic. Grupul de la Cambridge a aratat ca majoritatea surselor radio trebuie sa se gaseasca in afara galaxiei noastre (intradevar, multe din ele pot fi identificate cu alte galaxii) si ca existau mai multe surse slabe decat cele puternice. Ei au interpretat sursele slabe ca fiind cele mai indepartate si pe cele mai puternice ca fiind mai apropiate. Apoi pareau sa fie mai putine surse obisnuite pe unitatea de volum al spatiului pentru sursele apropiate decat pentru cele indepartate. Aceasta ar putea insemna ca noi suntem in centrul unei mari regiuni din univers in care sursele sunt mai putine decat in alta parte.
O alta interpretare presupune ca sursele au fost mai numeroase in trecut, in momentul in care undele radio le-au parasit pornind spre noi, decat sunt acum. Ambele explicatii contraziceau predictiile teoriei starii stationare. Mai mult, descoperirea radiatiei de microunde facuta de Penzias si Wilson in 1965 a indicat, de asemenea, ca universul trebuie sa fi fost mult mai dens in trecut. Prin urmare, teoria starii stationare a trebuit sa fie abandonata.
O alta incercare de a evita concluzia ca trebuie sa fi existat un Big Bang, si deci un inceput al timpului, a fost facuta de doi oameni de stiinta rusi, Evgheni Lifshitz si Isaac Khalatnikov, in 1963. Ei sugerau ca Big Bang-ul putea fi o particularitate doar a modelelor lui Friedmann, care la urma urmelor erau numai aproximatii ale universului real. Poate ca, din toate modelele care erau aproximativ ca universul real, numai cel al lui Friedmann ar contine o singularitate Big Bang. In modelele lui Friedmann, toate galaxiile se departeaza direct una de cealalta astfel, nu este surprinzator ca la un anumit moment din trecut toate se gaseau in acelasi loc. In universul real, totusi, galaxiile nu se indeparteaza direct una de alta ele au de asemenea mici viteze transversale. Astfel, in realitate nu a fost nevoie sa fie toate exact in acelasi loc, ci numai foarte aproape una de alta. Poate ca atunci universul actual in expansiune a rezultat nu dintr-o singularitate Big Bang ci dintr-o faza anterioara de contractie; cand s-a produs colapsul universului se putea ca nu toate particulele sa se ciocneasca, ci au trecut una pe langa alta si apoi s-au indepartat, producand expansiunea actuala a universului. Atunci cum putem spune daca universul real a inceput cu un Big Bang? Ceea ce au facut Lifshitz si Khalatnikov a fost sa studieze modele ale universului care erau aproximativ ca modelele lui Friedmann dar luau in consideratie neregularitatile si vitezele intamplatoare ale galaxiilor din universul real. Ei au aratat ca astfel de modele pot incepe cu un Big Bang, chiar daca galaxiile nu se mai indeparteaza intotdeauna direct una de alta, dar sustineau ca acest lucru ar fi posibil numai in anumite modele exceptionale in care galaxiile se miscau toate in linie dreapta.
Ei argumentau ca deoarece pareau sa existe infinit mai multe modele tip Friedmann fara o singularitate Big Bang decat cele care aveau una, trebuie sa conchidem ca in realitate nu a fost un Big Bang. Ulterior ei au realizat, totusi, ca exista o clasa mult mai generala de modele tip Friedmann care aveau singularitati si in care galaxiile nu trebuiau sa se miste intr-un fel special. De aceea, in 1970, si-au retras propunerea.
Lucrarea lui Lifshitz si Khalatnikov a fost valoroasa deoarece a aratat ca universul ar fi putut avea o singularitate, un Big Bang, daca teoria generala a relativitatii era corecta. Totusi, ea nu a rezolvat problema cruciala: Relativitatea generalizata prezice ca universul nostru ar fi trebuit sa aiba un Big Bang, un inceput al timpului? Raspunsul a venit dintr-o abordare complet diferita introdusa de un matematician si fizician britanic, Roger Penrose, in 1965. Utilizand modul in care conurile de lumina se comporta in relativitatea generalizata impreuna cu faptul ca gravitatia este intotdeauna o forta de atractie, el a aratat ca o stea care sufera un colaps datorita propriei gravitatii este prinsa intr-o regiune a carei suprafata se reduce la dimensiunea zero. si deoarece suprafata regiunii se reduce la zero, asa trebuie sa se intample si cu volumul sau. Toata materia din stea va fi comprimata intr-o regiune cu volum zero, astfel ca densitatea materiei si curbura spatiu-timpului devin infinite. Cu alte cuvinte, exista o singularitate continuta intr-o regiune a spatiu-timpului numita gaura neagra.
La prima vedere, rezultatul lui Penrose se aplica numai stelelor; el nu avea nimic de spus despre intrebarea daca intregul univers a avut o singularitate Big Bang in trecutul sau. Totusi, in vremea in care Penrose si-a elaborat teorema, eu lucram in cercetare ca student si cautam cu disperare o problema pentru a-mi elabora teza de doctorat. Cu doi ani inainte mi se pusese diagnosticul de ALS, cunoscut in mod obisnuit ca boala lui Lou Gehrig, sau boala neuro-motorie si mi se daduse de inteles ca mai am numai unul sau doi ani de trait. In aceste imprejurari, lucrul la teza de doctorat nu parea de mare importanta nu ma asteptam sa supravietuiesc atat de mult. Si totusi trecusera doi ani si nu eram mult mai rau. De fapt, lucrurile mergeau mai bine pentru mine si ma logodisem cu o fata foarte draguta, Jane Wilde. Dar pentru a ma casatori, aveam nevoie de un serviciu, aveam nevoie de un doctorat.
In 1965 am citit despre teorema lui Penrose care arata ca orice corp care suferea un colaps gravitational trebuie sa formeze in cele din urma o singularitate. Am realizat curand ca daca in teorema lui Penrose se inverseaza directia timpului astfel incat colapsul sa devina o expansiune, conditiile teoremei sale ar fi inca valabile, cu conditia ca in momentul actual universul sa fie aproximativ ca un model Friedmann la scara mare. Teorema lui Penrose a aratat ca orice stea care sufera un colaps trebuie sa sfarseasca intr-o singularitate; argumentul timpului inversat a aratat ca orice univers in expansiune tip Friedmann trebuie sa inceapa cu o singularitate. Din motive tehnice, teorema lui Penrose cerea ca universul sa fie infinit in spatiu. Astfel, am putut de fapt sa o utilizez pentru a dovedi ca trebuie sa fie o singularitate numai daca universul se extindea destul de repede pentru a evita colapsul din nou (deoarece numai acele modele Friedmann erau infinite in spatiu).
In urmatorii cativa ani am elaborat noi tehnici matematice pentru a elimina aceasta si alte conditii tehnice din teoremele care dovedeau ca singularitatile trebuie sa se produca. Rezultatul final a fost o lucrare in colaborare a lui Penrose si a mea in 1970, care a demonstrat in cele din urma ca ar fi trebuit sa existe un Big Bang numai daca relativitatea generalizata era corecta si universul contine atata materie cata observam. Au existat mai multe critici la aceasta lucrare, pe de o parte din partea rusilor, din cauza credintei lor marxiste in determinismul stiintific fi pe de alta parte din partea unor oameni care simteau ca intreaga idee a singularitatilor era respingatoare fi strica frumusetea teoriei lui Einstein. Totusi, in realitate nu se poate pune la indoiala o teorema matematica. Astfel ca in cele din urma lucrarea noastra a fost general acceptata fi astazi aproape toata lumea considera ca universul a inceput cu o singularitate Big Bang. Poate ca este o ironie ca, schimbandu-mi parerea, acum incerc sa conving alti fizicieni ca de fapt la inceputul universului nu a existat o singularitate asa cum vom vedea mai tarziu, ea poate disparea o data ce sunt luate in considerare efectele cuantice.
In acest capitol am vazut cum s-a transformat, in mai putin de jumatate de secol, imaginea omului despre univers, formata in milenii. Descoperirea lui Hubble ca universul era in expansiune fi realizarea lipsei de importanta a propriei noastre planete in vastitatea universului au fost doar punctul de plecare. Pe masura ce s-au adunat dovezi experimentale si teoretice, a devenit din ce in ce mai clar ca universul trebuie sa fi avut un inceput in timp, pana ce in 1970 acest lucru a fost dovedit de Penrose impreuna cu mine, pe baza teoriei generale a relativitatii a lui Einstein. Demonstratia a aratat ca relativitatea generalizata este doar o teorie incompleta: ea nu ne poate spune cum a inceput universul, deoarece ea prezice ca toate teoriile fizice, inclusiv ea insasi, nu mai functioneaza la inceputul universului. Totusi, relativitatea generalizata pretinde a fi numai o teorie partiala, astfel ca ceea ce arata in realitate teoremele singularitatilor este ca trebuie sa fi fost un timp in universul foarte timpuriu cand universul era atat de mic, incat nu se mai pot ignora efectele la scara mica ale celeilalte mari teorii partiale a secolului douazeci, mecanica cuantica. La inceputul anilor 1970, deci, eram fortati sa ne indreptam cercetarile pentru intelegerea universului de la teoria noastra asupra infinitului mare la teoria noastra asupra infinitului mic. Acea teorie, mecanica cuantica, va fi descrisa in cele ce urmeaza, inainte de a ne indrepta eforturile catre combinarea celor doua teorii partiale intr-o singura teorie cuantica a gravitatiei.