<PASSAT I FUTUR DE L'UNIVERS>

Física UAB

Índex

· Capítol 1. Evolució temporal de la nostra visió de l'univers......03-06

· Capítol 2. Un univers en expansió...............................................07-13

· Capítol 3. Qué va passar després del Big Bang?........................14-17

· Capítol 4. Conclusions.................................................................18

· Bibliografia..................................................................................19

CAPÍTOL 1.

Evolució temporal de la nostra visió de l'univers

Una font increible de preguntes per respondre és l'origen, evolució i característiques de l'univers. Al segle IV a.C. Aristòtil va concebir una imatge de l'univers històricament molt important; pensava que la Terra romania inmòbil i tots els cossos de l'univers giraven al seu voltant. Per tant, la Terra era el centre i el moviment circular de les òrbites, era el més perfecte. Utilitzant aquesta idea, Ptolomeu, en el segle II d.C., va elaborar un model cosmològic complet on reflexava que la Terra era el centre de l'univers, i que estava envoltada per vuit esferes que sostenien la Lluna, el Sol, els estels i els cinc planetes coneguts en aquells temps, Mercuri, Venus, Mart, Júpiter i Saturn.

L'esfera més exterior sostenia els estels denominats fixos, que sempre estaven a la mateixa distància relativa els uns dels altres. Però mai no va quedar molt clar que hi havia més enllà de la darrera esfera.

Al segle XVI un capellà polonès, Nicolau Copèrnic, va proposar un nou model en el qual el Sol romania inmòbil en el centre, mentre que la Terra i els planetes descrivien òrbites circulars al seu voltant.

Figura 2. Nicolau Copèrnic

Gairebé un segle després, dos astrònoms, l'italià Galileu Galilei i l'alemany Johannes Kepler, van començar a donar el seu suport en públic a la visió de Copèrnic. Al 1609 Galileu començà a observar el cel nocturn amb un telescopi que acabava d'inventar, i va descobrir que al voltant de Júpiter diversos satèl·lits o llunes giraven al seu voltant i va comprendre que no tot havia de girar al voltant del Sol. En aquella mateixa època, Kepler modificà la teoria de Copèrnic, suggerint que les òrbites que descrivien els planetes no eren circulars, sinó el·líptiques. Aparentment, aquestes concordaven prou bé amb les observacions, però aquesta idea no va ser ben acollida.

L'explicació en fou subministrada molt més tard, el 1687, per Isaac Newton, al publicar els seus Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, probablement el treball més important publicat mai en les ciències físiques. Newton va mostrar una teoria de com els cossos es mouen en l'espai i en el temps i desenvolupava les complicades matemàtiques necessàries per a l'anàlisi d'aquests moviments. També va postular una llei universal de la gravitació, segons la qual cada cos de l'univers és atret envers qualsevol altre per una força que és més intensa quanta més massa tenen els cossos i quant més a prop es troben entre ells. Amb això aconseguí demostrar que, segons la seva llei, la gravetat fa que la Lluna es mogui en una òrbita el·líptica al voltant del nostre planeta, i que els planetes i la Terra descriguin trajectòries el·líptiques entorn al Sol.

Aquests descobriments van suposar un abans i un després, en la visió humana de l'univers. Aquest canvi de mentalitat va desfer l'idea d'un univers amb un límit natural, i es va suposar que les estrelles “fixes” (o llunyanes) eren objectes com ara el nostre Sol però molt distants de la Terra. Newton també s'adonà que, segons la teoria de la gravitació, els estels s'haurien d'atreure entre ells, i per tant seria coherent pensar en un univers en moviment.

Degut a la predicció d'un univers estàtic per part de la Biblia, molta gent va intentar adaptar la predicció científica de Newton a l'idea católica.

Quan la majoria de la gent creia en un univers essencialment estàtic i inmutable, la pregunta de si havia tingut o no un començament era realment pura metafísica. Però l'any 1929, Edwin Hubble va adonar-se de l'evidència definitiva que va tombar les idees d'un univers estàtic, totes les galàxies distants, mirem en la direcció que mirem, s'estan separant ràpidament de nosaltres, o el que és el mateix, el nostre univers s'està expansionant.

Figura 3. Visió actual del nostre Sistema Solar amb les seves pertinents orbites el·líptiques

Interpretant els resultats es fàcil adonar-se que, si l'univers s'està expandint, si poguèssim fer marxa enrere en el temps, l'univers s'estaria contraient, i per tant seria lògic pensar que en un determinat instant de temps tot l'univers hauria d'haver estat en un mateix punt de densitat i massa infinita. Edwin Hubble, amb aquest descobriment, va introduïr finalment el problema de l'inici de l'univers en terres científiques.

Les observacions de Hubble suggerien un instant denominat la gran explosió primordial o Big Bang, que predien una situació en la que l'univers era infinitèsimament petit i infinitament dens, i per tant, sota aquestes condicions les lleis de la ciència i, per tant, la seva capacitat de predir el futur, s'anularia. Aixó fa que predir el que hi havia abans del Big Bang sigui molt difícil, degut a que ,el que va succeïr abans del Big Bang, no aporta conseqüències observacionals en el present.

Es podria dir que el temps comença en la gran explosió en el sentit que els temps anteriors simplement no estarien definits. Degut a que aquesta visió encara perdura, m'agradaria resaltar que aquesta definició dels temps anteriors al Big Bang, com a “temps anteriors no definits”, utilitzada pel propi profesor Stephen Hawking a “Història del temps”, recorda molt a la definició, segles i segles enrere, de les estrelles “fixes”, les quals eren l'esfera límit, més enllà de la qual no sabien absolutament res i per tant, l'assenyalaven com “no definit”.

CAPÍTOL 2.

Un univers en expansió

Actualment, és fàcil observar l'efecte Doppler en ones sonores. Senzillament, observant en una carretera que el so del motor d'un automòbil que avança ràpidament, té una altura major (una longitud d'ona més curta) quan el cotxe s'aproxima, que quan s'allunya. Aquest efecte fou assenyalat per primera vegada, per Johann Christian Doppler, professor de matemàtiques de la Realschule de Praga, al 1842.

Doppler pensà que aquest efecte podría explicar els diferents colors de les estrelles. La llum de les estrelles que s'allunyessin de la Terra, es desplaçarien cap a les longituds d'ones més llargues, i donat que la llum vermella té una longitud d'ona major que la longitud d'ona mitja de la llum visible, aquesta estrella mostraria una aparença més vermella que el promig. Utilitzem la mateixa deducció per les estrelles que s'apropen cap a la Terra, però aquestes es deplaçarien cap a les longituds d'ones més curtes, el blau.

Però Buys-Ballot i altres, van assenyalar que l'efecte Doppler no té cap relació amb el color d'una estrellla, ja que essencialment el color d'una estrella depèn principalment de la seva temperatura superficial. Però a partir de 1868, l'efecte Doppler començà a adquirir una enorme importància pels astrònoms, quan es va aplicar l'estudi a les línies espectrals individuals.

Figura 3. Relació entre el desplaçament cap al vermell

i la distància

Anys abans, al 1814-1815, l'òptic de Munich Joseph Frauenhofer va descobrir que, quan es fa passar llum solar per una escletxa i després per un prisma de vidre, l'espectre resultant de colors es trobava atravessat per centenars de línies fosques, cadascuna de les quals és una imatge de l'escletxa. Sempre es trobaven les línies fosques en els mateixos colors, cadascuna de les quals corresponia a una longitud d'ona lluminosa definida. Frauenhofer es va trobar amb les mateixes línies espectrals fosques, en les mateixes posicions, en l'espectre de la Lluna i de les estrelles brillants. Es va comprendre que aquestes línies fosques són produïdes per l'absorció selectiva de llum de determinades longituds d'ona, quan la llum passa de la superfície calenta d'una estrella a la atmosfera externa, més freda. Cadascuna de les línies està produïda per l'absorció de llum per un element químic específic; això va permetre establir que els elements del Sol, com el sodi (Na), el ferro (Fe), el magnesi (Mg), el calci (Ca)i el crom (Cr) són els mateixos que trobem a la Terra. Avui dia sabem que les longituds d'ones de les línies fosques són exactament aquelles per les quals un fotó d'aquesta longitud d'ona tindria l'energia necessària per elevar l'àtom del seu estat de menor energia a un dels seus estats excitats.

La nostra imatge de l'univers data de tan sols el 1924, en què l'astrònom nord-americà Edwin Hubble demostrà que la nostra no és l'única galàxia. En realitat, hi ha moltes més, amb vastes extensions d'espai buit entre elles. Però als anys següents a la demostració de l'existència d'altres galàxies, el professor Hubble es dedicà a catalogar-ne les distàncies i a observar-ne els espectres.

En aquella època, la majoria de la gent creia que les galàxies es movien a l'atzar, i per tant esperaven trobar-ne tantes de corregudes vers el blau com vers el vermell. Fou una gran sorpresa, llavors, comprovar que la majoria de galàxies resultaven corregudes vers el vermell, o el que és el mateix, quasi tots s'estan separant de nosaltres. El resultat publicat per Hubble el 1929 era encara més sorprenent, ni tan sols la magnitud del corriment al roig no és aleatòria, sinó que és directament proporcional a la distància a què es troben, o en altres paraules, com més llunyana es troba la galàxia, amb més velocitat es separa de nosaltres. I aixó significa que l'univers no pot ser estàtic, sinó que està en expansió, la distància entre les galàxies està creixent amb el temps.

El descobriment que l'univers es troba en expansió fou una de les grans revolucions intel·lectuals del segle XX. I partint de l'expansionament es van formular noves preguntes, ja que, si s'expansiona molt lentament, la força de la gravetat el podria arribar a aturar i fer-lo començar a contraure. Però d'altra banda, si s'estigués expansionant amb una velocitat superior a una certa velocitat crítica, la gravetat mai no seria suficient per aturar-lo i l'univers continuaria expansionant-se sempre.

Figura 4. Resultats publicats per Edwin Hubble el 1929, gràfica velocitat-distància de les galàxies

A partir de la teoria de la gravitació, Newton podria haver predit en qualsevol moment del segle XIX, del XVIII i fins i tot de finals del XVII, aquest comportament de l'univers, però la creença en un univers estàtic era tan forta que persistí fins a principis del segle XX. Fins i tot Einstein, en formular la teoria de la relativitat el 1915, estava tan convençut que l'univers havia de ser estàtic, que modificà la seva propia teoria per a fer-ho possible, tot introduïnt la denominada “constant cosmològica” en les seves equacions. D'altra banda, mentre Einstein i d'altres físics buscaven maneres d'evitar la relativitat general d'un univers no estàtic, el físic i matemàtic rus Alexander Friedmann es posà a explicar-la. Friedmann féu dues suposicions molt simples sobre l'univers: que l'univers sembla idèntic sigui quina sigui la direcció en què se'l contempla, i que això també seria cert el miréssim des d'on el miréssim. A partir de tan sols aquestes dues idees, Friedmann demostrà que no cabia esperar que l'univers fos estàtic. De fet, el 1922, uns quants anys abans del descobriment d'Edwin Hubble, Friedmann havia predit exactament el que Hubble trobaria.

El 1965, dos físics nord-americans dels Bell Telephone Laboratories a Nova Jersey, Arno Penzias i Robert Wilson, estaven comprovant un detector de microones extremadament sensible. Penzias i Wilson quedaren molt preocupats en observar que el seu detector estava captant molt més soroll que el que era d'esperar. No semblava que el soroll procedís de cap direcció en particular. Sabien que qualsevol soroll procedent de l'interior de l'atmosfera seria més intens quan el detector no estigués apuntant verticalment cap enlaire que no pas quan ho estava, perquè els raigs de llum han de travessar un gruix molt més gran d'atmosfera quan es reben de prop de l'horitzó, que no quan es reben directament des d'enlaire. El soroll addicional era el mateix fos quina fos la direcció en què s'apuntava el detector, de forma que havia de procedir de fora de l'atmosfera. Tampoc no variava ni amb el dia ni la nit ni al llarg de l'any, tot i que la Terra gira sobre el seu eix i que orbita al voltant del Sol. Això demostrava que la radiació havia de procedir de més enllà del Sistema Solar, i fins i tot de més enllà de la galàxia ja que, d'altra forma, variaria a mesura que el moviment de la Terra apuntés el detector en diferents direccions. De fet, sabem que la radiació ha d'haver travessat cap a nosaltres la major part de l'univers observable, i, com que el seu aspecte és independent de la direcció, se'n conclou que l'univers ha de ser igual en totes direccions, encara que sigui tan sols a grans escales.

Figura 5. Arno Penzias i Robert Wilson (respectivament) davant el detector de microones extremadament sensible

Avui dia sabem que sigui quina sigui la direcció en què s'observa, aquest soroll no presenta variacions superiors a una part sobre deu mil, de forma que Penzias i Wilson s'havien topat sense voler amb una confirmació remarcablement acurada de la primera hipòtesi de Friedmann.

Podria semblar que si observem que totes les altres galàxies s'allunyen de nosaltres, ens hem de trobar en el centre de l'univers. Hi ha, tanmateix, una altra explicació, podria ser que l'univers també tingués el mateix aspecte en totes direccions en ser contemplat des de qualsevol altra galàxia. Això, tal com hem vist, és la segona hipòtesi de Friedmann. En el model de Friedmann, cada galàxia s'està separant de totes les altres. La situació és similar a un globus amb taques pintades a la seva superfície, a mesura que l'inflem amb una velocitat constant, la distància entre dues taques qualssevol augmenta, però cap d'elles no pot ser considerada com el centre de l'expansió. A més, com més lluny es troben dos taques, amb més velocitat es separen.

Figura 6. Exemple conceptual de l'expansió de l'univers

Encara que Friedmann en descobrí només un model, de fet hi ha tres tipus diferents de models que obeeixen les seves dues hipòtesis fonamentals. En el primer model, el que va trobar Friedmann, l'univers s'està expansionant prou lentament perquè l'atracció gravitatòria entre les diferents galàxies faci que l'expansió s'alenteixi i poc a poc arribi a aturar-se. Llavors, les galàxies començarien a moure's les unes contra les altres i l'univers es contrauria. En el segon model, l'univers s'està expansionant tan ràpidament que l'atracció gravitatòria mai no pot arribar a aturar-lo, malgrat que l'alenteix una mica. I el tercer, i últim model, l'univers s'està expansionant amb la velocitat justa per evitar tornar-se a col·lapsar. En aquest últim model la velocitat amb la qual les galàxies es van allunyant disminueix més i més, tot i que mai no arriba a anul·lar-se exactament.

Una característica notable del primer tipus de model de Friedmann és que en ell l'univers és finit en l'espai, però no té cap límit. La gravetat és tan intensa que l'espai es corba sobre ell mateix, de manera semblant a la superfície de la Terra. Si algú viatja ininterrompudament en una certa direcció sobre la superfície de la Terra, mai no arriba a una barrera infranquejable ni cau per cap vora, sinó que a la fi torna a arribar on va començar. En el primer model de Friedmann, l'espai és així, però amb tres dimensions en lloc de amb dues com la superfície de la Terra. La quarta dimensió, el temps, també és finita en extensió, però és com una línia amb dos extrems o vores, un principi i un final. Si es combina la relativita general d'Einstein i el principi d'indeterminació de la mecànica quàntica, és possible que tant l'espai com el temps siguin finits sense vores ni límits.

En el primer model de Friedmann, per tant, l'univers té extensió finita. En el segon tipus de model, el que sempre s'expansiona, l'espai es corba d'una altra manera com la superfície d'una sella de muntar. En aquest cas, doncs, l'espai és infinit. Finalment, en el tercer tipus de model, que és el que té justament la velocitat crítica d'expansió, l'espai és pla, i en conseqüència, infinit.

Figura 6. Els tres models d'univers i les seves prediccions, de forma, d'aquest.

Però per solucionar el problema d'un univers tancat o obert, cal determinar si la densitat mitja de la materia de l'univers es major que el valor crític en model de Friedmann. La massa d'una galàxia es pot mesurar observant el moviment de les seves estrelles; multiplicant la massa de cadascuna de les galàxies pel número de galàxies ens adonem que la densitat es únicament del 5 al 10% del valor crític. La massa d'un cúmul de galàxies es pot determinar de manera anàloga, mesurant el moviment de les galàxies que conté. Al multiplicar aquesta massa pel número de cúmuls de galàxies s'obté una densitat molt major, que s'aproxima al límit crític que indicaria que l'univers està tancat. La diferència entre aquests dos métodes sugereix la presencia de materia invisible, la denominada materia fosca, dins de cada cúmul, però fora de les galàxies visibles. Fins que es comprengui el fenòmen de la massa oculta, aquest métode per determinar el destí de l'univers serà poc convincent.

Degut a que la llum de les galàxies més llunyanes a estat viatjant centenars de milers d'anys, l'univers s'observa amb l'aparença del passat llunya (ja que si una galàxia està a molta distància la llum que està emeten ara, ens arribarà d'aquí a un cert temps).

L'idea d'un univers en expansió és important, no tan sols per predir el que passarà en un futur, sinó per saber el que va succeïr en el passat.

Fent una mirada retrospectiva, és fàcil imaginar que en un determinat moment en el passat, tot hauria d'haver estat situat en un mateix punt de l'espai. I per tant, l'univers podria haver sortit d'una gran explosió primordial o Big Bang. Una de les proves observacionals que tenim, de la gran explosió primordial, és el fons de radiació cósmica descobert per Penzias i Wilson. Aquesta radiació, ara a 3º K, sembla ser un residu que ha quedat d'un temps en que l'univers era opac, mil vegades més petit i més calent que a l'actualitat.

Molts dels treballs habituals en cosmologia teòrica es centren en desenvolupar una millor comprensió dels procesos que haurien d'haver donat lloc a la gran explosió primordial. La teoria inflacionaria, formulada en la dècada de 1980, resól dificultats importants en el plantejament original de George Gamow al incorporar avenços recents en la física de les partícules elementals. Aquestes teories també han conduït a especulacions, com la possibilitat d'una infinitat d'universos produits d'acord amb el model inflacionari. D'altra banda, la majoria dels cosmòlegs es preocupen més de localitzar la materia fosca, mentres que una minoria, encapçalada per Hannes Alfvén, premi Nobel de Física, mantenen l'idea de que no es la gravetat sinó els fenòmens del plasma, la clau per comprendre l'estructura i evolució de l'univers.

CAPÍTOL 3.

Qué va passar després del Big Bang?

Es creu que, en la pròpia explosió primordial, l'univers hauria d'haver tingut grandària nul·la i, doncs, hauria d'haver estat infinitament calent. Però a mesura que l'univers s'expansionava, la temperatura de la radiació disminuïa. Un segon després del Big Bang, hauria caigut a uns 10.000 milions de graus. Aquesta temperatura és unes mil vegades la temperatura en el centre del Sol. En aquella època, l'univers havia de contenir bàsicament fotons, electrons i neutrins (partícules molt lleugeres que únicament són afectades per la interacció nuclear feble i la gravetat) i les seves antipartícules, juntament amb alguns protons i neutrons. Quan l'univers seguí expansionant-se i la temperatura seguí disminuint, la taxa de producció de parelles electrons/antielectrons en les col·lisions hauria d'haver caigut per sota del ritme amb el qual anaven desapareixent en destruccions. Així, la majoria d'electrons i d'antielectrons s'haurien d'haver destruit els uns amb els altres per produir més fotons, tot deixant només uns pocs electrons. Els neutrins i antineutrins, però, no s'haurien destruit mútuament, perquè aquestes partícules només interaccionen molt feblement, tant entre elles com amb les altres partícules.

Cent segons després del Big Bang, la temperatura hauria caigut a mil milions de graus, la temperatura de l'interior de les estrelles més calents. A aquesta temperatura, els protons i els neutrons ja no tindrien prou energia per vèncer l'atracció de les interaccions nuclears fortes, i haurien començat

a combinar-se per produir nuclis de deuteri (hidrogen pesat), que contenen un protó i un neutró. Els nuclis de deuteri s'haurien combinat aleshores amb més protons i neutrons per formar nuclis d'heli, que contenen dos protons i dos neutrons, i petites quantitats d'un parell d'elements més pesants, com liti i berili. Es pot calcular que en el model de l'explosió primordial calenta, aproximadament una quarta part dels protons i dels neutrons s'haurien d'haver convertit en nuclis d'heli, juntament amb una petita quantitat d'hidrogen pesat i d'altres elements. Els neutrons restants s'haurien desintegrat, tot donant lloc a protons, que són els nuclis dels àtoms originaris d'hidrogen.

Figura 8. Recombinació d'algunes de les particules, cent segons després del Big Bang

Unes poques hores després del Big Bang, la producció d'heli i d'altres elements s'hauria d'haver aturat. I des de llavors, durant el següent milió d'anys, l'univers tan sols hauria continuat expansionant-se, sense res de particular. En el moment en que la temperatura hagués disminuit fins a uns pocs milers de graus, i els electrons i els nuclis no haguessin tingut prou energia per véncer la seva atracció electromagnètica, hauria arribat un moment en què haurien començat a combinar-se per formar àtoms. L'univers en conjunt s'hauria continuat expansionant i refredant, però en les regions lleugerament més denses que la mitjana, l'expansió hauria estat alentida per l'atracció gravitatòria addicional. Aixó hauria fet que l'expansió s'arribés a aturar en algunes regions, les quals haurien començat a recol·lapsar-se. A mesura que s'haguessin anat col·lapsant, l'atracció gravitatòria de la matèria exterior hauria fet que comencessin a girar cada cop amb més velocitat degut a que cada cop es contrauria més. Quan la regió s'hagués fet prou petita, hauria arribat un moment en què giraria prou ràpid com perquè la rotació contrarestés l'atracció de la gravetat.

D'aquesta manera creiem actualment que nasqueren les galàxies rotatòries discoidals. Altres regions, que no haurien pogut posar-se a girar, haurien esdevingut objectes ovalats anomenats galàxies el·líptiques.

A mesura que passava el temps, l'hidrogen i l'heli de les galàxies s'hauria trencat en núvols més petits, els quals s'haurien col·lapsat sota la seva pròpia gravitació. A mesura que la seva temperatura anés augmentant, arribaria un moment en que, la temperatura del gas seria prou elevada per iniciar les reaccions nuclears de fusió. Aquestes convertirien hidrogen en més heli, i el calor alliberat hauria augmentat la pressió, tot fent que els núvols cessessin de contraure's. En aquest estat romandrien estables durant un llarg temps com estrelles semblants al nostre Sol, convertint hidrogen en heli i radiant l'energia resultant en forma de llum i de calor, fins que l'hidrogen d'aquest s'esgutés.

Figura 9. Galàxia espiral NGC 4622, captada pel satèlit Hubble

Inicialment, la Terra estava molt calenta i no tenia atmosfera. Amb el transcurs del temps s'anà refredant i adquirí una atmosfera a partir de l'emissió de gasos de les roques. No hauríem pogut sobreviure en aquella atmosfera primitiva, la qual no contenia oxigen, sinó molts altres gasos que ens resulten verinosos, com el sulfhídric. Hi ha, però, altres formes primitives de vida que poden florir en aquestes condicions. Es creu que es varen desenvolupar en els oceans, possiblement com a resultat de combinacions aleatòries dels àtoms per formar estructures més grans, anomenades macromolècules, capaces d'agrupar altres àtoms de l'oceà en estructures semblants. D'aquesta manera, s'haurien reproduït i multiplicat. En alguns casos, hi hauria errors en la reproducció. En un nombre reduit d'errors, s'haurien pogut produir noves macromolècules capaces de reproduir-se encara millor. Aquestes haurien tingut, doncs, un avantatge i haurien tendit a substituir les macromolècules originals. D'aquesta manera s'inicià un procés d'evolució que dugué al desenvolupament d'organismes autoreproductors cada vegada més complexos. Les primeres formes primitives de vida consumiren diversos materials, inclòs l'àcid sulfhídric, i alliberaren oxigen. Això anà canviant gradualment l'atmosfera fins a donar-li la composició que té avui dia i que ha permès el desenvolupament de formes superiors de vida, com ara nosaltres.

CAPÍTOL 4.

Conclusions

La nostra visió de l'univers a mijorat moltíssim des del model geocèntric de Ptolomeu, però el mateix van poguer dir les persones que vivien a l'època de Newton i van experimentar el canvi de visió de l'univers que van provocar els seus descobriments, per tant, cal preguntar-nos, quant aprop estem d'arribar a compendre, en la seva totalita, l'univers? I si més no, arribarem a comprendre-ho totalment?. Sembla ser que estem destinats, vulguem o no, a coneixer les seves característiques, degut, entre altres coses, per la continua evolució natural, que esmento al capítol 3, a la que estem sotmesos. Tard o d'hora tindrem la necessitat d'abandonar el planeta Terra (deixant de banda que avui dia sembli molt sectari) per anar a un nou planeta amb nou combustible, com el propi Stephen Hawking diu al seu llibre “L'univers en una closca de nou”, si el creixement de població i l'augment del consum d'electricitat continuessin amb els ritmes actuals, cap al 2600 la població humana estaria atapeïda espatlla contra espatlla, i el consum d'electricitat posaria la Terra al roig. Això són, aproximadement 6 o 7 generacions!. I jo, personalment, crec que és un dels perills més propers que té actualment la Terra i l'esser humà. Amb això no intento despreciar l'estudi de la Cosmologia, tot el contrari, el recolzo plenament, ja que el no estudiar l'univers, seria com intentar caminar pel carrer amb els ulls envenats. L'esser humà té la necessitat vital de comprendre el seu entorn, per poder continuar evolucionant.

BIBLIOGRAFIA

Llibres.

-Història del temps. Del Big Bang als forats negres- Stephen W.

Hawking. 1988

-L'Univers en una closca de nou- Stephen W. Hawking. 2001

-Los tres primeros minutos del universo- Steven Weinberg. 1977

-La creación del universo- George Gamow. 1961

-Colisiones cósmicas- Dana Desonie. 1996

Webs.

-Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)-

http://www.iac.es/

-AstroRed-

http://www.astrored.org/

-Observatorio ARVAL de Venezuela-

http://www.oarval.org/

-NASA-

http://www.lanasa.net/

Revistes.

-Investigación y ciencia-

-Tribuna de astronomía y cosmos-