Mn. Francesc Nicolau: CONEIXEMENT DEL COSMOS AL MOMENT PRESENT. ÚLTIMES OBSERVACIONS FETES I PROBLEMES PLANTEJATS (II)

Segon cicle de cinc conferències sobre el tema “Coneixement del cosmos al moment present. Últimes observacions fetes i problemes plantejats”, pronunciades per Mn. Francesc Nicolau els dies 3 al 31 de març de 2015 a la Sala Sant Jordi del Seminari Conciliar de Barcelona.

1a Conferència: Els nous tipus de galàxies i la seva composició

Les galàxies són enormes aglomeracions d’estrelles (fins a 200.000 milions en té la nostra) i se’n coneixen milions. La primera classificació de les galàxies es degué a Hubble i encara es manté actualment, a partir de les 800 que va estudiar. Es classifiquen en espirals (normals, 51% del total, i barrades, 25%), el·líptiques (20% del total) i irregulars (4% restant) no dóna la visió completa de la seva diversitat. Cal afegir-hi les galàxies especials com són les So, les de Dumbell, les de Seyfert, les de Zwicky i sobretot els quàsars. Les So tenen un nucli esfèric envoltat d’un disc molt tènue (moltes vegades molt poc visible), però que de vegades s’allarga moltíssim en les OD. Les de Dumbell tenen dos nuclis que suggereixen que originalment les barrades haurien tingut aquests dos nuclis. Les galàxies N només es veu que hi ha dos nuclis i poden tenir dues emissions d’ones de radi. Hi ha de tipus N que analitzant l’energia que emeten en raigs infrarojos és de 100 i 1.000 vegades més important que el d’una galàxia ordinària. Les Psi són com les el·líptiques, però quasi esfèriques i de molt petites dimensions.

Una galàxia Dumbell

L’any 1960 s’havien arribat a observar galàxies a uns 500 milions d’anys llum. Aquell any, una “estrella”, la radiofont intensíssima anomenada 3C48, es presentà a l’astrònom Allan R. Sandage, amb un espectre lluminós desconegut. Semblantment, el 1962 l’objecte 3C273 interrogà Cyril Hazard. La solució la donà Maarten Schmidt, determinant que estava corregut un 16 % cap el roig, fet que significava que són galàxies llunyaníssimes molt actives a distàncies d’uns 2.000 milions d’anys llum. I encara que Halton Arp hi posa objeccions, s’acaba donant la raó a Schmidt. Seguidament s’anaren descobrint molts més i s’anomenaran “quasi stellar radiosources” (i abreujadament “quàsars”) pel seu aspecte com d’una simple estrella. Més a prop de 2.000 milions d’anys llum no es troben quàsars, cosa que s’interpreta com que actualment no es donen aquests objectes, que han evolucionat fins a ser galàxies ordinàries.

Una nova classe de galàxies el 1978 és introduïda per Edward A,. Spiegel. Els anomena “blàzars”. Són uns quàsars especials encarats cap a nosaltres que els veiem plans i que ens arriba la seva radiació magnètica potentíssima. Avui dia s’ha acordat anomenar AGN (d’Active Galactic Nuclei, nuclis galàctics actius) totes aquestes galàxies que tenen en comú una notable activitat nuclear. Se suposa que al seu nucli hi ha un forat negre de moltes masses solars, que es “cruspeix” centenars d’estrelles cada any (i d’aquí l’enorme energia que emeten).

El telescopi Spitzer

També s’ha descobert que la quantitat de galàxies “nanes” és molt més alta del que se suposava, gràcies al perfeccionament dels telescopis. Una observació feta el 2004 pel telescopi espacial Spitzer ho mostra. També, moltes d’irregulars. Altres amb espectres més “normals”. Cal tenir en compte que són abundants en la llunyania i no en la proximitat; la conclusió a la qual s’arriba és que la gravetat ha anat unint i atrapant galàxies petites com ho ha fet la nostra: quan atrau una de petita la converteix en una processó d’estrelles (“fòssil” de la galàxia cruspida). Les més grans són “galàxies caníbals”. La nostra potser n’ha “cruspit” més d’un centenar. Consta d’almenys 12. Però també hi ha galàxies en col·lisió (no “explosives”): C. Roger Lynds. Seria el cas de la nostra amb Andròmeda, d’aquí 4.000 milions d’anys.

I que hi hagué primer, enormes forats negres o les galàxies ja formades? Totes tenen un gran forat negre al nucli, fet suscitat pels quàsars (Martin Rees des del 1971 per la radiació gamma), Donald Lynden-Bell, Reinhard Genzel (va calcular que la nostra galàxia te un forat negre de més de 2,5 milions masses solars; la d’Andromeda tindria uns 30 milions de masses solars). Però no totes les galàxies tindrien un forat negre de tanta massa. A la galàxia Dumbell hi hauria dos forats negres. Des de l’Observatori Calar Alto (Almería) s’està realitzant el projecte ALHAMBRA per estudiar les galàxies remotes. S’ha vist que a la llunyania abunden més les el·líptiques.

2a Conferència: Hi ha estrelles que plantegen nous problemes

El procés de fusió nuclear que té lloc a l’interior de les estrelles és el responsable de la seva lluminositat perquè, quan els àtoms es fusionen, s’allibera una quantitat d’energia. Però com que no totes les estrelles brillen igual s’ha de parlar de magnitud, paraula que fa referència a la lluminositat d’una estrella; per això, segons la llum que emeten, les estrelles es classifiquen en W O B A F G K M R N S, lletres que es relacionen amb el color dominant de l’estrella. Segons aquesta classificació el nostre Sol és una estrella G (de lluminositat groga); però la lluminositat no és condició suficient per identificar una estrella perquè necessitem saber també el seu volum i la seva massa.

Analitzant l’espectre lluminós d’una estrella es pot conèixer la seva temperatura superficial. Basant-se en aquest fet, Ejnar Hertzsprung, un fotògraf danès aficionat a l’astronomia, l’any 1905 va col·locar les estrelles dins unes coordenades formades per la lluminositat (a les abscisses) i la temperatura (a les ordenades) i així va poder comprovar com aquestes, amb algunes excepcions, es distribuïen formant una franja lleugerament ondulada, que avui dia s’anomena “seqüència principal”, de manera que les estrelles més lluminoses i calentes tenen una lluïsor blava, mentre que les més apagades i fredes tenen coloracions vermelloses. En aquest esquema el nostre Sol, amb una lluïsor groga, es situa cap a la meitat de la seqüència.

Independentment, cap a l’any 1914, l’astrònom Henry N. Russell va arribar a la mateixa conclusió que el fotògraf danès, i per això se l’anomena diagrama de Hertzsprung-Russell. Però Russell va suggerir que la línia de la seqüència principal podria estar indicant l’evolució de les estrelles, les quals tindrien un inici com a gegantes vermelles que, en condensar-se, es transformarien en estrelles blaves i, finalment amb el temps, s’anirien refredant i apagant. A aquesta idea se la va anomenar “teoria del relliscament”.

Però aviat es va veure que aquesta explicació no concordava amb la realitat perquè no es veia la connexió entre les gegantes roges i l’inici de la seqüència principal i, a més, no podia explicar la posició de les nanes blanques. Va ser Chushiro Hayashi qui, als anys 60, va donar l’explicació més segura de l’evolució estel·lar: segons la seva massa inicial les estrelles es situen en un punt de la seqüència principal, i allà romanen fins a la seva “mort” que es produeix quan la força de la gravetat es superior a la pressió de la radiació i això provoca el col·lapse de l’estrella.

Si la massa de l’estel en qüestió és de fins 1,5 masses solars, aquesta esdevindrà una gegant roja, però al final s’acabarà encongint-se i convertint-se en una nana blanca de gran densitat. Les nanes blanques van ser descobertes per Friedrich Bessel pels estranys moviments que feia l’estrella Sirius.

La nebulosa anul·lar de la Lira té una nana blanca al seu centre

Si la massa de l’estel està entre 1,5 i 2,5 vegades la massa del Sol, al final de la seva vida es produeix una enorme explosió (supernova) i l’estrella queda reduïda a una estrella neutrònica, un cos d’extraordinària densitat el qual, com que manté el seu moment angular, gira a gran velocitat. Algunes d’aquestes estrelles emeten feixos d’energia de manera discontinua (pulsacions) i per això se les anomena púlsars: són els fars de l’univers. Aquestes estrelles van ser descobertes per Jocelyn Bell Burnell l’any 1967. Si l’estrella que explota té una massa superior a 2,5 masses solars, el resultat és la formació d’un forat negre.

A l’interior de la nebulosa del Cranc, que són les restes d’una supernova 

observada pels xinesos l’any 1054, s’hi ha detectat un púlsar

Altres tipus són les estrelles binàries les quals ja van ser descobertes a simple vista pels àrabs, però va costar molt que fossin acceptades perquè en un primer moment es creia que això era així per efecte de la perspectiva; ara bé, segons com, les estrelles binàries també poden semblar estrelles variables degut al fet que l’una eclipsa l’altra produïnt-se variacions en la lluminositat. Avui dia s’ha comprovat que no hi ha tantes estrelles binàries com es creia. Les autèntiques estrelles variables, en les quals es fa molt palesa la lluita entre la força d’expansió provocada per la fusió i la compressió de la gravetat, les va descobrir John Goodricke l’any 1784 i van ser estudiades per Henrietta S. Leavitt al 1913. Se les anomena “variables cefeides” (nom procedent de l’estrella δ de la constel·lació del Cefeu) i són molt importants a l’hora de calcular la distància de les galàxies.

Albert A. Michelson va ser qui, a partir del 1873, va començar a calcular el volum i la massa de les estrelles, cosa molt complicada degut a l’efecte òptic de la lluminositat que fa que les estrelles molt lluminoses semblin més grans del que són en realitat, per això aquests estudis s’han de fer a través de l’espectrografia. Més recentment, i gràcies al telescopi Spitzer, s’han descobert moltes estrelles nanes roges i nanes brunes, les quals brillen molt poc però emeten gran quantitat d’energia en l’infraroig. També gràcies als darrers avenços s’han pogut descobrir estrelles “primitives”, formades a partir dels elements originats en el Bing bang, i que es troben en petites galàxies identificades i estudiades per l’astrònoma Vanessa Hill.

Finalment, també s’ha descobert una estrella de gran massa (d’uns 30.000 sols) que encara brilla i que no encaixa en cap esquema de formació estel·lar. Aquest astre ha estat estudiat per Olivier Schnurr. També l’equip de Robert Rutledge ha descobert una estrella neutrònica diferent de la resta d’estrelles neutròniques. Per tant ens trobem amb interrogants que no s’han resolt encara.

3a Conferència. El món dels exoplanetes

Des del 1996 s’han descobert 715 planetes fora del sistema solar. Abans es pensava que només hi havia al nostre sistema de 8 planetes. L’aglomeració de pols còsmica, es deia, només pot formar estrelles i sempre i quan superi un determinat valor. Per “exoplaneta” entenem planeta que és fora del sistema solar, o sigui orbitant una altra estrella. La seva existència s’ha comprovat als últims anys, i contradiu la teoria de James H. Jeans (1877-1946), seguida per Alexander Oparin, segons la qual una estrella va passar molt a prop del Sol i va fer que d’aquest es desprengués una esfilagarsada de matèria, la qual, en condensar-se, va originar el planetes.

Aquesta teoria feia molt poc freqüent l’existència de planetes a les estrelles. El 1995 es plantejà l’interrogant de si hagués planetes fora del Sistema Solar. Si el planeta fos molt gran, es podria saber per l’oscil·lació de l’estrella en girar ambdós al voltant del centre de gravetat del sistema. Un altre manera seria que si una estrella té un planeta i aquest passa per davant, farà un petit eclipsi; però la variació és molt petita i calen aparells que detectin la centmil·lèsima de lluminositat. Les òrbites dels plantetes poden durar anys abans no produeixin l’eclipsi. Cal fer l'observació tres vegades per comprovar que passa aquest fet i que es produeix amb periodicitat. Des de 1996 que es detectà el primer, ja passen de 700 els actualment comprovats.

Un molt semblant a la Terra, però més gran, fou captat el 2007, a l’Observatori de la Silla per Stéphane Udry amb l’ajuda de l’espectroscopi HARPS. El satèl·lit COROT des de 2006 n’està descobrint. I des del 2009 el “Kepler” de la NASA encara ho fa millor: ha trobat fins ara 2740 candidats a planetes dels quals ja n’ha comprovat 715 a l’entorn de 305 estrelles.

El telescopi Kepler

Plutó es troba més enllà de Neptú, on hi ha l’anomenat cinturó de Kuiper, formats per molts objectes més petits que Plutó, possibles cometes. Fins a 40.000 o  200.000 unitats astronòmiques hi ha més astres, a l’anomenat núvol d’Oort. L’òrbita de Plutó no està al mateix pla que els vuit planetes i la seva òrbita forma uns 14º respecte l’eclíptica. Eris (inicialment Xena) descobert el 31/10/2003, un xic més gran que Plutó i una mica més distant. Amb l’ajuda del telescopi IRAM de Punta Veleta (Granada) l’equip de Frank Bertoldi n’ha calculat el radi; la seva òrbita seria molt el·líptica. Però avui dia Plutó, Eris i altres que s’han vist després (com ara Orcus), en lloc de planetes es consideren objectes del cinturó de Kuiper, tal como creu que cal fer Agustín Sánchez Lavega. I sembla que aquest cinturó forma unitat amb el “núvol d’Oort”.

La constitució dels extra-solars no se sembla a la nostra. Els analitzats són propers a l’estrella i n’hi ha que son unes 1.000 vegades més grans, encara que n'hi ha de més petits (només excediria el 50% del radi terrestre). S’ha pogut analitzar l’atmosfera d’un d’ells (amb les dades del telescopi espacial Spitzer, ho féu Jeremy Richardson). Hi ha estrelles amb molts planetes: una amb 6 (Jack Lissauer). La varietat de constitució és molt gran: n’hi ha un a l’estrella 55 Cancri fet de carboni i amb el possible nucli de diamant! (l’analitzà Nikku Madhusudhan). Gràcies a les dades proporcionades pel “Kepler” podem dir ara que un terç de les estrelles tenen els seus planetes. Les nanes brunes, amb una massa inferior a la del Sol i amb una brillantor molt petita, constitueixen el límit inferior per fer que es produeixin les reaccions nuclears que originen les estrelles.

S’haurien de considerar planetes solitaris? Hi ha uns deu casos. Takahiro Sumi diu que poden haver planetes solitaris, els quals serien petits cossos ejectats per estrelles. Poden haver-hi planetes iguals que la Terra? Al voltant d’una estrella hauria de ser un planeta que fos a una estreta franja amb temperatures entre 0º i 40ºC; a fi que tingués una temperatura semblant a la Terra, se n’ha descobert un amb un radi 2,6 el terrestre, i sembla ser gasós; s’ha dit que podria tenir vida, però no ho veu així Natalie Batalha. En sabrem més de tot quan es realitzi el nou projecte TESS, dissenyat per George R. Ricker: a partir de 2017 i que analitzarà els possibles planetes de mig milió d’estrelles.

4a Conferència. El futur de l’univers segons els cosmòlegs actuals

Es plantegen tres interrogants: Quin serà el final de la Terra? Quin serà el final de la galàxia? Quin serà el final de l’Univers? Al nostre planeta, el consum actual de béns naturals es superior a la seva renovació natural. Hem de prendre consciència d’aquest fet. Fou S. Rowland qui va descobrir la capa d’ozó que embolcalla la Terra, la qual facilita la vida al nostre planeta. Sense la capa d’ozó, la vida s’extingiria en pocs decennis.

El mèrit de Rowland va ser alertar sobre el llançament de  les substàncies elaborades per l’home i que la deterioren (com els fluorocarbonats), formant-hi un forat; en evitar-ho, aquest forat es va tancant poc a poc. Actualment, es deteriora en tal grau la natura que l’any 2014, a l’agost ja s’havia consumit el que produeix el planeta durant tot un any. Necessitem ja 1,5 planetes per atendre el nostre consum. Estem vivint per sobre de les nostres possibilitats (Gispert Glaser). Aquests fets poden produir la fi de la nostra vida a la Terra i s’ha de ser més auster. Les diferents conferències internacionals no prenen consciència plenament, i alguns països en fan un cas omís.

El canvi climàtic estaria relacionat amb l’augment de diòxid de carboni a l’atmosfera. (D.J. Beltrán: “cal prendre una decisió”). Les emissions s’haurien de limitar, cosa que no es fa. El diòxid de carboni no deixa escapar els raigs “calents” i la Terra s’escalfa progressivament. L’aigua del mar també absorbeix diòxid de carboni i en els darrers 20 anys hi ha un 10% més, fet que fa augmentar l’aciditat de l’aigua; les closques i els esquelets consegüentment són més fràgils. Al pol Nord, la temperatura promig ha pujat 3ºC i s’accelera el seu desglaç, amb consegüents desequilibris. A Rússia es va originar un anticicló que va durar molt de temps. Les borrasques de l’Índic a través del Pakistan no van arribar a Rússia, es perderen les collites i varen pujar els preus dels cereals. Al Pakistan en canvi, es produïren fortes inundacions.

S’han de potenciar les energies renovables, com la solar i l’eòlica, i evitar les procedents dels hidrocarburs, que fan augmentar el diòxid de carboni a l’atmosfera. La fi de la Terra com a planeta està encara molt llunyana de nosaltres. El nostre Sol té una vida limitada i acabarà convertint-se en geganta roja (S. Chandrashekhar). La gravetat al Sol (amb un volum d'unes1.300.000 vegades la de laTerra) fa que al nucli solar la temperatura sigui altíssima. Llavors, a partir de l’hidrogen es forma deuteri i heli, i després altres elements fins el ferro. Segons Chandrashekhar, el Sol té vida per a uns 5.000 milions d’anys; un cop transcorreguts la força de la radiació serà major que la gravetat i llavors es convertirà en una gegant roja i els seus límits arribaran a l’òrbita actual entre la Terra i Júpiter, i emetrà gasos. Després, s’anirà reduint, fins a convertir-se en una nana blanca de 20-30 km de radi, i lentament esdevindrà una nana negra.

La nostra Galàxia, R.B. Tully la situa dins d’un cúmul de galàxies que es va agrupant i mantenint en cohesió. La nostra forma part del “Grup local” de més de 50 galàxies, que s’integra en el supercúmul de Virgo i es dirigeix cap al “Gran Atractor”, formant part de l’estructura més gran (d’un centenar d’aquests grups) que s’ha anomenat “Laniakea” de més de 500 milions d’anys-llum de diàmetre (Brent Tully). Se’ns acosta la galàxia d’Andròmeda, a una velocitat de 400.000 km/h amb la qual xocarem i es farà una sola galàxia. Llavors el Sol ja s’haura apagat. Serà d’aquí a uns 4000 o 5.000 milions d’anys.

L’Univers seguirà expansionant-se? L’expansió còsmica descoberta per Edwin Hubble semblava constant, però depenia del valor de la constant H de Hubble. Va ser Allan Sandage el primer a fer el càlcul que després es va haver de modificar un xic. Lawrence Krauss creu en la mort de l’Univers, en la qual les estrelles s’aniran apagant totes. Però el que sembla més segur és que l’expansió s’està accelerant segons els resultats de 1998 de Saul Perlmutter i Alan Riess. Hi ha d’altres que han pensat que hi ha una expansió i una contracció continues, però no hi ha motius per a una contracció, ja que l’expansió s’accelera.

5a Conferència: Cosmologia i fe cristiana

Què s’ha de dir entre fe i ciència? Ciència i fe ben analitzades, no hi ha contradicció entre elles. El percentatge de científics no creients és similar amb el percentatge de persones no científiques no creients. Sant Agustí ja deia que els “dies” de la Creació no calia interpretar-los de 24 hores; la narració del Gènesi no ha de ser presa en el seu sentit literal com un dogma de fe. Els sis dies, els tres primers de “separació” fou una manera de “posar ordre” i l'obra dels altres tres va ser que Déu embellí allò que havia creat. Déu ho ha fet tot; hi ha posat ordre i ho ha adornat amb els astres i la vida.

La ciència porta a Déu? Hi ha científics que han dit que sí. Però la ciència sola no pot portar a Déu (però tampoc pot negar-lo). La raó, si es raona correctament i prenem principis sòlids, sí. El principi de causalitat, principi que les persones comuns accepten, diu que si hi ha un canvi en una cosa, quelcom ha d’haver-lo produït. Si el món està en canvi constant, hi ha d’haver-hi una causa que ho provoca. Com que el món es contingent (no hi ha necessitat de la matèria) ha d’haver-hi un principi necessari. La ciència afirma que el món ha tingut començament i, per tant, segons el principi de causalitat, una causa que l’ha produït. El temps que no hi havia res de matèria, hi havia Algú que en va ser la causa de la que hi ha i aquest Algú és Déu. Els no creients són partidaris d’un món polsant i infinit en el temps. També els partidaris dels multiversos, però les seves hipòtesis són del tot gratuïtes.

L’inici de l’Univers ha estat anomenat “Big bang”. El càlcul dóna que ocorregué fa 13.700 milions d’anys i s’ha emprès l’estudi de com era l’univers primitiu: després de les dades obtingudes pel COBE el 1992 es va llançar el WMAP sota la direcció de Charles Bennet, de la Universitat John Hopkins de Baltimore (USA). S’ha obtingut que un 63 % era matèria fosca, un 15% fotons, un 12% àtoms i un 10% neutrinos. La radiació de fons captada pel WMAP ens diu com era l’univers fa 380.000 anys. Sembla ser que les primeres galàxies començaren a aparèixer el cap de 1.000 milions d’anys, ja que la gravetat va anar condensant la matèria. S’anomena “Edat fosca de l’univers” el temps que va des de 380.000 a 1.000 milions d’anys. En aquell moment de la creació, doncs, hi havia més matèria fosca i l’energia fosca era més baixa. Per l’equació d’Einstein E=mc² fa que hagi anat arribant a les quantitats actuals.

L’energia obscura, ens diu Christopher Conselice, forma un 74% de la constitució del cosmos. Com que va contra la gravetat explicaria la força d’expansió, la forma regular de les galàxies, l’existència de forats negres, ... però no caldria postular-la si l’univers no fos homogeni, segons Timothy Clifton i Pedro G. Ferreira, si bé aquesta teoria no es veu gaire probable. I la matèria fosca, segons explica Leo Blitz, dóna raó d’altres detalls còsmics, com el que l’eix de la galàxia és ondulat degut a la contracció deguda a aquest tipus de matèria i no solament a la gravetat. Per això, ara es veu molt segura

Si el món fos d’antimatèria (antiprotó negatiu i positró positiu), se suposa que la constitució seria gairebé igual a la matèria normal, però amb diferències en la radiació. Solament al laboratori s’ha creat antimatèria. De la recerca de l’antimatèria primordial, amb l’espectròmetre AMS-02 posat en òrbita el 2011, sota la direcció de Samuel Ting i Roberto Battiston, s’estan esperant els resultats.

L’Església ha organitzat trobades sobre el tema: el 30 de setembre de 2009 s’inicià un congrés internacional d’una setmana per parlar del diàleg que cal establir entre ciència, filosofia i teologia, a càrrec de la Pontifícia Acadèmia de Ciències i la Universitat Lateranense. L’arquebisbe Salvatore Fisichella, rector de la Lateranense, va convocar als cosmòlegs més importants del món, independentment de les seves creences. Hi subratllà la diferència entre ciència i les elucubracions de certs científics. Al final del congrès el Sant Pare Benet XVI afirmà que l’Església accepta el que diu la ciència si és cert el que afirma. També el 2009 se celebrà un congrés organitzat pel Vaticà, sobre Astrobiologia. I encara podem citar el Projecte STOQ sobre fe i ciència, inaugurat el 10 d’octubre de 2010 per John D. Barrow, amb la intervenció de Mn. José G. Funes, Director de la Specola Vaticana, fent de coordinador Mn. Melchor Sánchez de Toca Alameda, subsecretari del Dicasteri de Cultura.

De la fe dels científics, nosaltres direm que no podem acceptar la ingenuïtat de Frank J. Tipler que diu que la ciència portaria a Déu i tot conflueix al punt omega. Però tampoc admetrem el que diuen els ateus: Quentin Smith («procedim del no-res i tot és el fruit d’una casualitat, les quals coses condueixen a l’absurd de l’Univers»), Adolf Grünbaum («no hi ha hagut temps abans de l’Univers i no hi havia tampoc res, ni Déu»), John Gribbin («que l’Univers procedeixi del no-res no planteja cap problema: el no-res s’hauria convertit en una cosa positiva i en una altra negativa: Però, qui ho ha separat?») o Màrius Bunge (negació de l’origen de l’Univers, perquè ha existit sempre).

El principi de causalitat ens porta a la fe en un Creador. Serà Sant Tomàs d’Aquino qui ens exposarà teològicament el concepte de Creació (per crear es necessita una potència infinita i per tant divina). Acabem dient que bé hi ha científics creients, com Georges Lemaître (de qui ja hem parlat sobradament amb altres conferències) i Tsevi Mazeh :«la ciència només es limita a detalls tècnics. Déu va crear l’Univers».