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».
