Quando eu era um estudante de pós-graduação em astrofísica no primeiro ano da Universidade de Harvard, em 1958, deparei-me com dois problemas que permaneceram comigo todos esses anos. Um deles eu poderia ter chamado de "problema do equilíbrio", embora hoje seja o problema fundamental da filosofia da informação : O que cria as estruturas de informação no universo ?

Em Brown, estudei física, especialmente a segunda lei da termodinâmica. Lá, li o maravilhoso livro de Arthur Stanley Eddington , de 1927, "A Natureza do Mundo Físico" , suas Palestras Gifford, e absorvi duas ideias: que a entropia tinha algo a ver com valores, e que o então novo princípio da incerteza de Werner Heisenberg havia aberto uma brecha na ideia de determinismo , através da qual ele conseguia vislumbrar uma "brecha" no problema do livre-arbítrio .

Pensei em resolver dois problemas relacionados, começando com as ideias de Eddington: o livre-arbítrio libertário e o problema dos valores .

Nas minhas aulas de filosofia em Brown, aprendi que os existencialistas continentais acreditavam que somos radicalmente livres, mas que nossa liberdade é absurda , porque não existem valores objetivos que nos ajudem a fazer escolhas. Os positivistas lógicos tinham a ideia oposta. Existem valores, sejam eles utilitaristas ou consequência de nossas emoções humanas. Mas a filosofia anglo-americana era solidamente determinista , convicta de que as leis da natureza explicavam o funcionamento do universo e, portanto, poderiam explicar claramente a mente humana. Para eles, não existia livre-arbítrio.

Se a liberdade sem valores é absurda , pensei, então valores sem liberdade são inúteis . Os problemas precisam ser resolvidos em conjunto.

Na época em que estudava astrofísica, vi que a cosmologia e a segunda lei da termodinâmica, sobre o inevitável aumento da entropia, pareciam estar em sério conflito. A melhor opinião sobre o início do universo em 1958 era que ele havia começado em um estado de equilíbrio cerca de dez bilhões de anos atrás.

O "problema do equilíbrio" que eu vi naquela época era o seguinte: "Se o universo começou em um estado de equilíbrio, e a segunda lei da termodinâmica diz que a entropia só pode aumentar, por que não estamos mais em um estado de equilíbrio" Eu perguntava a qualquer um que pudesse estar interessado: "Como podemos estar aqui tendo esta conversa"

Naquela época, acreditava-se que o universo tinha uma curvatura positiva. As medições do desvio para o vermelho feitas pelo Hubble em galáxias distantes mostraram que elas não possuíam energia cinética suficiente para superar a energia potencial gravitacional. Os livros didáticos comparavam o universo à superfície de um balão em expansão, decorado com galáxias se afastando umas das outras.

Essa ilusão se desfez para mim quando Walter Baade veio a Harvard para descrever seu trabalho realizado durante a guerra no Observatório Mount Wilson. Durante a guerra, as luzes das cidades da Califórnia foram cortadas e a visibilidade astronômica era excelente. Havia pouca concorrência por tempo de observação, já que a maioria dos astrônomos estava trabalhando para a defesa. Como cidadão alemão, Baade estava isento. Ele tirou muitas fotos com longas exposições de galáxias próximas e descobriu que existem duas populações distintas de estrelas. E em cada população havia um tipo diferente de estrela variável Cefeida. O período da curva de variação de luz da Cefeida indicava seu brilho absoluto, de modo que elas podiam ser usadas como "velas padrão" para encontrar as distâncias até aglomerados estelares na Via Láctea.

Baade então percebeu que as Cefeidas usadas para calcular a distância até Andrômeda eram 1,6 magnitudes mais brilhantes do que as usadas em nossa galáxia. Baade disse que Andrômeda devia estar duas vezes mais distante do que Hubble havia pensado.

Enquanto ouvia Baade, para mim o universo passou de ser positivamente curvado para negativamente curvado. Deu um salto por cima da ideia de universo plano!

Eu costumava traçar uma linha com marcas representando potências de dez na densidade em torno da densidade crítica ρc _. Poderíamos aumentar a densidade do universo em trinta potências de dez antes que ela tivesse a mesma densidade da Terra (densa demais!). Mas, por outro lado, existem infinitas potências de dez. Não podemos descartar um universo com densidade média zero, o que ainda nos permitiria existir, mas pouco mais além disso.

Não poderíamos viver felizes em um universo com 10⁻³⁵ ^gramas por centímetro cúbico, ou mesmo ^10⁻⁴⁰ ?

Perguntei-me qual a probabilidade de o universo ser tão próximo de ser plano que as margens de erro das observações incluam o caso em que ele é plano Comecei a dizer aos meus amigos que, se o universo for exatamente plano, as observações futuras por si só jamais conseguiriam resolver a questão da curvatura positiva versus negativa. Precisávamos de uma teoria para explicar por que o universo é exatamente plano !

Em um universo newtoniano, o caso plano ocorre quando as energias cinética e potencial se equilibram exatamente, ou seja, quando não há energia líquida no universo. A energia potencial, de ordem 1/r², ^tende a zero no infinito, ponto/tempo (nunca alcançado) em que a energia cinética assintótica é zero.

O que eu vi foi que o universo poderia consistir em quantidades iguais e opostas de algo, de modo que antes de t = 0 , era nada . Isso responderia perfeitamente à grande questão filosófica de Leibniz : "Por que existe algo em vez de nada"

O modelo padrão da cosmologia assume que o universo é exatamente plano, mas que a quantidade de matéria necessária não está disponível na forma da matéria comum (bárions, elétrons, fótons, etc.) que compõe o universo visível (luminoso). A matéria luminosa representa apenas alguns por cento da densidade crítica de matéria necessária para um universo plano. Outros 25%, aproximadamente, de uma forma desconhecida de matéria escura, mais 70% de uma "energia escura", considerada energia do vácuo quântico, compõem o restante da densidade crítica.

A filosofia da informação pode contribuir pouco para o modelo padrão, mas pode sustentar um universo primordial com pouquíssima informação (entropia negativa). Contanto que a entropia máxima possível aumente com a expansão do universo, o processo de criação cósmica pode fornecer a informação (entropia negativa) nas galáxias, estrelas, planetas, vida terrestre, etc.