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2 PRIMERAS
TEORÍAS COSMOLÓGICAS
Las teorías cosmológicas más antiguas datan del 4000 a.C., y
son las de los pueblos mesopotámicos, que creían que la Tierra
era el centro del Universo y que todos los demás cuerpos
celestes giraban a su alrededor. Algunos clásicos como
Aristóteles y el astrónomo griego Tolomeo, explicaban que las
estrellas se movían de noche porque estaban fijas en esferas
rotatorias. El astrónomo griego Aristarco de Samos, alrededor
del 270 a.C., sostenía que la Tierra gira alrededor del Sol.
Sin embargo, debido sobre todo a la autoridad de Aristóteles,
la idea de que la Tierra era el centro del Universo se mantuvo
durante 18 siglos.
En 1543 el astrónomo polaco Nicolás Copérnico publicó su obra
De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de
los cuerpos celestes), que proponía un sistema en el cual los
planetas giraban en órbitas circulares alrededor del Sol, que
estaba situado en el centro del Universo. Atribuía la posición
de las estrellas a la rotación de la Tierra sobre su eje.
El astrónomo alemán Johannes Kepler adoptó el sistema
copernicano y descubrió que los planetas giran en órbitas
elípticas a velocidad variable, de acuerdo con tres leyes bien
definidas (conocidas desde entonces como leyes de Kepler).
Galileo, uno de los primeros en observar los planetas con un
telescopio, también rechazó la idea de Aristóteles de que la
Tierra era el centro del Universo y se convirtió en un
defensor de la visión copernicana del mundo. El matemático y
físico inglés Isaac Newton demostró que las leyes de Kepler
sobre el movimiento planetario podían derivarse de las leyes
generales del movimiento y de la gravitación descubiertas por
él, indicando así que estas leyes físicas eran válidas en todo
el Universo. Véase Astronomía.
3 DESCUBRIMIENTOS SOBRE LA ESTRUCTURA DEL UNIVERSO
Una idea de la escala de las distancias entre las estrellas
fue proporcionada a principios del siglo XIX por el astrónomo
alemán Friedrich Wilhelm Bessel. Descubrió que la cercana
estrella 61 Cygni estaba unas 600.000 veces más lejos de la
Tierra que el Sol. En 1917 el astrónomo estadounidense Harlow
Shapley calculó que la galaxia de la Tierra, la Vía Láctea,
tiene un diámetro de unos 350.000 años luz; ésta fue la
primera indicación del tamaño de nuestra galaxia. Por
desgracia, Shapley no consideró la absorción de la luz de las
estrellas por partículas de polvo en la Vía Láctea, lo que
hace que los objetos parezcan más oscuros y, por tanto, más
lejanos de lo que están en realidad. El actual valor del
diámetro de la parte visible de nuestra galaxia es de unos
30.000 parsecs (100.000 años luz). El astrónomo holandés Jan
Hendrik Oort descubrió que el Sol tarda 250.000 millones de
años en completar una revolución en torno al centro de nuestra
galaxia y de esta forma pudo calcular que la masa de la Vía
Láctea es de unos 100.000 millones de veces la masa del Sol.
Hasta comienzos del siglo XX, los astrónomos desconocían la
naturaleza de lo que describían como nebulosas espirales y
elípticas; no podían determinar si estaban dentro o fuera de
nuestra galaxia. En 1924 el astrónomo estadounidense Edwin
Hubble logró descubrir estrellas individuales en alguno de
estos objetos, entre ellos, la famosa Andrómeda. Varias de
estas estrellas eran pulsantes, llamadas variables cefeidas.
Midiendo su periodo de pulsación, los astrónomos pueden
determinar su brillo intrínseco. Comparando el brillo aparente
de estas cefeidas con el brillo conocido de las cefeidas
cercanas, Hubble comprobó que los objetos que estudiaba
estaban fuera de la galaxia. Esto significaba que las miles de
nebulosas espirales y elípticas eran galaxias por derecho
propio, externas a la Vía Láctea, y que cada una de ellas
contenía cientos de miles de millones de estrellas. Hubble
calculó que la distancia a la galaxia Andrómeda era de 900.000
años luz, cifra después corregida a los 2,2 millones de años
luz, cuando los astrónomos descubrieron que las cefeidas
estaban más lejos de lo que pensaron en un principio.
3.1 Ley de Hubble
El astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher, que estudió los
espectros de las galaxias, ya había observado en 1912 que,
excepto en unos pocos sistemas cercanos como la galaxia
Andrómeda, las líneas espectrales se habían desplazado hacia
longitudes de onda mayores (véase Desplazamiento hacia el
rojo). Este desplazamiento en longitud de onda, debido al
efecto Doppler, mostraba que la mayoría de las galaxias se
alejaban de la Vía Láctea.
En 1929 Hubble comparó las distancias que había calculado para
diferentes galaxias con los desplazamientos hacia el rojo
fijados por Slipher para las mismas galaxias. Descubrió que
cuanto más lejos estaba la galaxia, más alta era su velocidad
de recesión. A esta relación se la conoce como la ley de los
desplazamientos hacia el rojo o ley de Hubble; determina que
la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia. La
relación entre la velocidad de recesión de una galaxia y su
distancia es la constante de Hubble. El valor de esta
constante se calcula que está entre los 50 y los 100 km/s por
megaparsec (1 megaparsec equivale a 1 millón de parsecs),
aunque los datos más recientes apuntan a un valor comprendido
entre los 60 y 70 km/s por megaparsec.
Como parece que las galaxias retroceden en todas direcciones
desde la Vía Láctea, se podría pensar que nuestra galaxia es
el centro del Universo. Sin embargo, esto no es así.
Imaginemos un globo con puntos uniformemente separados. Al
inflar el globo, un observador en un punto de su superficie
vería cómo todos los demás puntos se alejan de él, igual que
los observadores ven a todas las galaxias retroceder desde la
Vía Láctea. La analogía también nos proporciona una
explicación sencilla de la ley de Hubble: el Universo se
expande como un globo.
4 MODELOS ESTÁTICOS Y DE EXPANSIÓN DEL UNIVERSO
En 1917 Albert Einstein propuso un modelo del Universo basado
en su nueva teoría de la relatividad general. Consideraba el
tiempo como una cuarta dimensión y demostró que la gravitación
era equivalente a una curvatura del espacio-tiempo
cuatridimensional resultante. Su teoría indicaba que el
Universo no era estático, sino que debía expandirse o
contraerse. La expansión del Universo todavía no había sido
descubierta, por lo que Einstein planteó la existencia de una
fuerza de repulsión entre las galaxias que compensaba la
fuerza gravitatoria de atracción. Esto le llevó a introducir
una “constante cosmológica” en sus ecuaciones; el resultado
era un universo estático. Sin embargo, desaprovechó la
oportunidad de predecir la expansión del Universo, lo que
Einstein calificaría como “el mayor error de mi vida”.
El astrónomo holandés Willem de Sitter desarrolló en 1917
modelos no estáticos del Universo. En 1922 lo hizo el
matemático ruso Alexander Friedmann y en 1927 el sacerdote
belga Georges Lemaître. El universo de De Sitter resolvió las
ecuaciones relativistas de Einstein para un universo vacío, de
modo que las fuerzas gravitatorias no eran importantes. La
solución de Friedmann depende de la densidad de la materia en
el Universo y es el modelo de universo generalmente aceptado.
Lemaître también dio una solución a la ecuación de Einstein,
pero es más conocido por haber introducido la idea del “núcleo
primordial”. Afirmaba que las galaxias son fragmentos
despedidos por la explosión de este núcleo, dando como
resultado la expansión del Universo. Éste fue el comienzo de
la teoría de la Gran Explosión sobre el origen del Universo
(véase más adelante).
El destino del universo de Friedmann está determinado por la
densidad media de la materia en el Universo. Si hay
relativamente poca materia, la atracción gravitatoria mutua
entre las galaxias disminuirá las velocidades de recesión sólo
un poco y el Universo se expandirá indefinidamente. Esto dará
como resultado un llamado “universo abierto”, infinito en
extensión. Sin embargo, si la densidad de la materia está por
encima de un valor crítico estimado actualmente en 5 × 10-30
g/cm3, la expansión descenderá hasta detenerse y comenzará la
contracción, que acabará en el colapso gravitatorio total del
Universo. Éste sería un “universo cerrado”, finito en
extensión. El destino de este universo colapsado es incierto,
pero hay una teoría según la cual explotaría de nuevo,
originando un nuevo universo en expansión, que se volvería a
colapsar, y así hasta el infinito. A este modelo se le llama
universo oscilante o pulsante.
5 LA EDAD DEL UNIVERSO
Si se conoce la tasa de expansión del Universo, se puede
calcular su edad determinando el tiempo que se requiere para
alcanzar su tamaño actual. Éste será de hecho un límite
superior, cuando la velocidad de expansión actual haya
disminuido a causa de la atracción gravitatoria mutua entre
las galaxias. Los primeros cálculos de la edad del Universo le
concedieron un valor de sólo 2.000 millones de años. Esta edad
es bastante menor que la de 4.500 millones de años de la
Tierra que se ha deducido de la abundancia de ciertos isótopos
radiactivos (véase Datación). Correcciones posteriores en la
escala de distancias han suprimido esta discrepancia. Se
descubrió, por ejemplo, que hay dos tipos de variables
cefeidas, con brillo intrínseco diferente. Esta confusión
había ocasionado que Hubble subestimara la distancia a la
galaxia Andrómeda.
Se considera que la edad del Universo está entre los 13.500 y
los 15.500 millones de años, aunque mediciones realizadas por
la sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) de la
radiación de fondo de microondas permitieron, en febrero de
2003, acotar ese tramo y fijar su edad en 13.700 millones de
años, con un margen de error de un 1%. Esta sonda fue lanzada
por la NASA en junio de 2001, y sus observaciones permitieron
también precisar que las primeras estrellas se formaron unos
200 millones de años después del Big Bang, mucho antes de lo
que se creía.
6 LA TEORÍA DEL UNIVERSO ESTACIONARIO
En 1948, los astrónomos británicos Hermann Bondi, Thomas Gold
y Fred Hoyle presentaron un modelo completamente distinto de
universo, conocido como la teoría del universo estacionario.
Consideraban insatisfactoria, desde el punto de vista
filosófico, la idea de un repentino comienzo del Universo. Su
modelo se derivaba de una extensión del “principio
cosmológico”, que en su forma previa, más restringida,
afirmaba que el Universo parece el mismo en su conjunto, en un
momento determinado desde cualquier posición. El “principio
cosmológico perfecto” de Bondi, Gold y Hoyle añade el
postulado de que el Universo parece el mismo siempre. Plantean
que la disminución de la densidad del Universo provocada por
su expansión se compensa con la creación continua de materia,
que se condensa en galaxias que ocupan el lugar de las
galaxias que se han separado de la Vía Láctea y así se
mantiene la apariencia actual del Universo (es la teoría de
creación continua). La teoría del universo estacionario, al
menos en esta forma, no la aceptan la mayoría de los
cosmólogos, en especial después del descubrimiento
aparentemente incompatible de la radiación de fondo de
microondas en 1965.
El descubrimiento de quásares también aportó pruebas que
contradicen la teoría del universo estacionario. Los quásares
son sistemas extragalácticos muy pequeños pero muy luminosos
que solamente se encuentran a grandes distancias. Su luz ha
tardado en llegar a la Tierra varios miles de millones años.
Por lo tanto, son objetos del pasado remoto, lo que indica que
hace unos miles de millones de años la constitución del
Universo era muy distinta de lo que es hoy en día.
7 LA TEORÍA DEL BIG BANG O DE LA GRAN EXPLOSIÓN
En 1948 el físico ruso nacionalizado estadounidense George
Gamow modificó la teoría de Lemaître del núcleo primordial.
Gamow planteó que el Universo se creó en una explosión
gigantesca y que los diversos elementos que hoy se observan se
produjeron durante los primeros minutos después de la Gran
Explosión o Big Bang, cuando la temperatura extremadamente
alta y la densidad del Universo fusionaron partículas
subatómicas en los elementos químicos. Cálculos más recientes
indican que el hidrógeno y el helio habrían sido los productos
primarios de la Gran Explosión, y los elementos más pesados se
produjeron más tarde, dentro de las estrellas (véase
Nucleosíntesis). Sin embargo, la teoría de Gamow proporciona
una base para la comprensión de los primeros estadios del
Universo y su posterior evolución. A causa de su elevadísima
densidad, la materia existente en los primeros momentos del
Universo se expandió con rapidez. Al expandirse, el helio y el
hidrógeno se enfriaron y se condensaron en estrellas y en
galaxias. Esto explica la expansión del Universo y la base
física de la ley de Hubble.
Según se expandía el Universo, la radiación residual de la
Gran Explosión continuó enfriándose, hasta llegar a una
temperatura de unos 3 K (-270 °C). Estos vestigios de
radiación de fondo de microondas fueron detectados por los
radioastrónomos en 1965, proporcionando así lo que la mayoría
de los astrónomos consideran la confirmación de la teoría de
la Gran Explosión.
8 EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO
Uno de los problemas sin resolver en el modelo del Universo en
expansión es si el Universo es abierto o cerrado (esto es, si
se expandirá indefinidamente o se volverá a contraer).
Un intento de resolver este problema es determinar si la
densidad media de la materia en el Universo es mayor que el
valor crítico en el modelo de Friedmann. La masa de una
galaxia se puede medir observando el movimiento de sus
estrellas; multiplicando la masa de cada galaxia por el número
de galaxias se ve que la densidad es sólo del 5 al 10% del
valor crítico. La masa de un cúmulo de galaxias se puede
determinar de forma análoga, midiendo el movimiento de las
galaxias que contiene. Al multiplicar esta masa por el número
de cúmulos de galaxias se obtiene una densidad mucho mayor,
que se aproxima al límite crítico que indicaría que el
Universo está cerrado. La diferencia entre estos dos métodos
sugiere la presencia de materia invisible, la llamada materia
oscura, dentro de cada cúmulo pero fuera de las galaxias
visibles. Hasta que se comprenda el fenómeno de la masa
oculta, este método de determinar el destino del Universo será
poco convincente.
Muchos de los trabajos habituales en cosmología teórica se
centran en desarrollar una mejor comprensión de los procesos
que deben haber dado lugar a la Gran Explosión. La teoría
inflacionaria, formulada en la década de 1980, resuelve
dificultades importantes en el planteamiento original de Gamow
al incorporar avances recientes en la física de las partículas
elementales. Estas teorías también han conducido a
especulaciones tan osadas como la posibilidad de una infinidad
de universos producidos de acuerdo con el modelo
inflacionario. Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se
preocupa más de localizar el paradero de la materia oscura,
mientras que una minoría, encabezada por el sueco Hannes
Alfvén, premio Nobel de Física, mantienen la idea de que no
sólo la gravedad sino también los fenómenos del plasma, tienen
la clave para comprender la estructura y la evolución del
Universo.
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