alan lightman - luz antigua

8/14/2019 Alan Lightman - Luz Antigua

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ALAN LIGHTMAN

LUZ ANTIGUA

Nuestra cambiante visin del universo

EDITORIAL ANDRS BELLO

Barcelona Buenos Aires Mxico D. F. Santiago de Chile


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Titulo de la edicin original:Anent Light

Traduccin: Gila Sharony

Diseo de portada: Enrique Iborra

1991 by Alan Lightman Published by arrangement with Harvard University Press

Editorial Andrs Bello,

noviembre 1997. Av. Ricardo Lyon 946, Santiago de Chile.

Editorial Andrs Bello Espaola

Enrique Granados, 113, Pral. 1a, 08008 Barcelona

ISBN: 84-89691-23-1 Depsito legal: B-43725-1997

Impreso por Romany Valls, S.A. - Pl. Verdaguer, 1 - 08786 Capellades Printed in

Spain

Edicin electrnica: U.L.D


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En memoria

del rabino James Wax, de Memphis,

quien siempre tuvo la visin

ms amplia


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Luz Antigua


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C A P T U L O U N O

InterrogantesCsmicas

as interrogantes csmicas comienzan en nuestro interior. En algn momento denuestra infancia nos volvemos conscientes de nuestro ser como algo independientede lo que nos rodea; nos volvemos conscientes de nuestro cuerpo, de nuestros

propios pensamientos. Luego, preguntamos. Retrocediendo en el tiempo, cuntopodemos recordar a nuestros padres, o algo siquiera? Cmo era todo antes de quellegsemos al mundo? Cmo sera estar muerto? Observamos fotografas de nuestrostatarabuelos e intentamos imaginarlos en su diario vivir. Como en un juego, tratamos deimaginar a sus padres, y as sucesivamente, regresando en el tiempo, yendo degeneracin en generacin, hasta que llegamos a un punto en que realmente no creemosque todo esto pueda haber ocurrido. Sin embargo, estamos aqu.

En la enseanza primaria nos sealan que la Tierra no es plana como aparenta,sino que gira en torno a s misma como una enorme bola moteada. Nos explican que elSol -esa luz resplandeciente y pequea que circunda el cielo- es, en realidad, muchsimoms grande que la Tierra. Nos dicen que los diminutos puntos de luz que vemos en el cielotambin son soles. Cerramos los ojos y, mentalmente, nos deslizamos hacia una estrella atravs de la oscuridad, para entonces volvernos y ver que la Tierra parece una pequeamancha. En el espacio, cuando algo sucede, lo hace muy lentamente. El Sol se ve cada daigual. Las estrellas jams varan. En la enorme extensin del espacio, el tiempo parecealargarse y reducirse interminablemente, absorbindonos a nosotros, a nuestrostatarabuelos, a todos los seres humanos, a la Tierra entera. O quizs exista algn lmite,alguna gigantesca frontera que sostenga al tiempo y al espacio. Siempre ha existido eluniverso? Si no es as, cundo comenz? Y cmo? Se acabar? Est cambiando eluniverso con el tiempo? Se extiende el espacio en forma infinita en todas direcciones?Cmo lleg a formarse la materia en el universo?

Todas las culturas se han hecho las mismas preguntas y de algn modo se hanrespondido. Cada cultura ha tenido su propia cosmologa, su historia de cmo lleg aformarse el universo y hacia dnde se dirige.

Estos ltimos aos han sido los astrnomos y fsicos quienes han intentadoresponder las interrogantes csmicas. Asombrosamente, la cosmologa se ha convertidoen una ciencia. Pero se trata de una ciencia especulativa. La teora cosmolgica msampliamente difundida, el modelo del big bang, descansa en cuatro hechos

observacionales: el desplazamiento de las galaxias, que se alejan unas de otras aenormes velocidades (descubierto en 1929 e interpretado como evidencia de la expansiny el nacimiento explosivo del cosmos); la concordancia aproximativa entre la edad deluniverso -calculada por la velocidad a que las galaxias se distancian entre s- y la edad dela Tierra, medida por la desintegracin radiactiva del uranio; el bao de ondas de radioprovenientes del espacio, pronosticado como el necesario remanente de un universo ms joven y caliente, descubierto en 1965; y la composicin qumica general del universo -cerca de un 25% de helio y un 75% de hidrgeno-, lo que puede explicarse en trminosde procesos atmicos en el universo recin creado. Si dejamos de lado estas escasasobservaciones crticas, lo que sostiene el modelo del big bang es slo teora, suposicin e

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inferencia. De todas las ciencias, la cosmologa es la que requiere las extrapolaciones msextremas en el espacio y en el tiempo.

En la actualidad la cosmologa atraviesa un perodo de trastornos. Las ltimasobservaciones de la ubicacin y los movimientos de las galaxias han revelado un universomuchsimo ms irregular de lo que se pensaba, con racimos de galaxias que recorrenextensas zonas en el espacio (el modelo del big bang supone, por el contrario, un universouniforme, cuya materia se esparce en forma pareja a travs de todo el espacio). Los

cosmlogos no saben a ciencia cierta cmo explicar la no uniformidad de la materia, nitampoco si ello puede ajustarse al modelo del big bang. Adems, han descubierto que porlo menos el 90% de la masa en el cosmos no emite luz alguna. Esta masa invisible,denominada materia oscura, puede detectarse por sus efectos de gravitacin, pero suidentidad nos es completamente desconocida. Por ltimo, los cientficos han desarrolladonuevas teoras que les permiten estudiar cmo puede haber sido el universo durante laprimera billonsima de segundo de su vida, un perodo que antes se considerabaimposible de calcular. Puede que estas nuevas teoras no sean correctas, pero por primeravez se ha podido situar el nacimiento mismo del universo sobre una base cientfica. Losms brillantes cerebros cientficos del mundo comienzan ahora a reflexionar acerca deinterrogantes que hace slo veinte aos se consideraban excluidas del mbito cientfico.

El Captulo 2 contiene una breve descripcin de las antiguas cosmologas. A lo largo

de la historia, la visin que cada cultura se forma del mundo se refleja en su cosmologa,y veremos cmo ciertos fragmentos de esas tempranas visiones del mundo persisten en lacosmologa moderna. Aunque sta se basa en mtodos cientficos, formula preguntasfundamentales que la sitan cerca del lmite entre ciencia, filosofa y religin. En elCaptulo 3 revisaremos la historia de la cosmologa moderna, que se inicia alrededor de1920; despus, analizaremos las observaciones y las teoras contemporneas, y tambinlas diversas crisis por las que atraviesa la cosmologa.


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C A P T U L O D O S

AntiguasCosmologas

egn la Enuma Elish,1 la antigua historia de la creacin segn los babilonios, elmundo comenz en un caos lquido. No exista cielo ni tierra, ni siquiera una cinagapantanosa. Lo nico que haba eran Apsu, las aguas dulces, y Ti'amat, las aguas

saladas. Con el tiempo, la lenta filtracin del cieno form Lahmu y Lahamu, que seextendieron hasta formar un anillo gigante que se convirti en el horizonte. La partesuperior de este anillo era el dios Anshar y la parte inferior era Kishar. De Anshar naciAnu, el cielo; de Kishar, Nudimmut, la tierra. Pero el cielo y la tierra se encontrabanatrapados dentro del cuerpo de Ti'amat, que deseaba dormir en silencio. Entonces, uninquieto dios descendiente de Kishar y Anshar -Marduk- fue persuadido de combatir aTi'amat. Ti'amat abri su boca para tragarlo, pero Marduk introdujo en su estmago el

viento del mal, lanz una flecha directo a su corazn y acab con ella. Luego, valindosede su hacha, Marduk cort en dos el cuerpo de Ti'amat y separ el cielo de la tierra. Deeste modo se organiz el mundo.

La Enuma Elish, esculpida en piedra en lengua acadia y que se remonta por lomenos al 2000 a. C., constituye uno de los registros ms antiguos de las cosmologastempranas. Muestra el carcter antropomrfico de los personajes de los antiguos mitoscosmolgicos, y su imaginera corresponde al mundo rodeado de agua que los babiloniosconocan. Mesopotamia es un pas construido por el cieno, situado all donde confluyen lasaguas dulces del Tigris y el Eufrates, las que a su vez desembocan en el salado golfoPrsico. La Enuma Elish trasmite el deseo humano de comprender el mundo, de narraruna historia que precise la manera en que las cosas llegaron a ocurrir.

Cilindro asirio, del 700 a. C., que muestra a un adorador entre dos dioses. Se piensa queel dios que est a la izquierda sosteniendo un hacha es Marduk.

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Las leyendas budistas e hinduistas contienen muchas versiones diferentes sobre lacreacin. Una de ellas comienza con el dios Vishn flotando sobre la espalda de laserpiente Ananta en las aguas primigenias. Del ombligo de Vishn crece un loto, en cuyointerior est el dios Brahma. En el momento de su nacimiento, Brahma recita por suscuatro bocas los textos sagrados, las cuatro Vedas, y crea el Huevo de Brahma. A partirdel Huevo se forma el universo, que consta de tres capas: la tierra, un disco aplanado; laatmsfera, que se asocia con el viento y la lluvia; y los cielos, el lugar del sol y el fuego.

Las cosmologas budista e hinduista contemplan ciclos infinitos de nacimiento, muerte yrenacimiento. Las personas nacen, viven, mueren y vuelven a nacer en un cuerpodiferente, y lo mismo ocurre con el universo. Al final de cada 4.320.000.000 de aos, unsolo da en la vida de Brahma, el espritu universal absorbe toda la materia del universomientras Brahma duerme. Durante la noche de Brahma la materia existe slo comopotencialidad. Al amanecer, Brahma se levanta del loto y la materia reaparece. Pasadoscien aos de Brahma, todo se destruye, incluso el mismo Brahma. Despus de otro siglode Brahma, ste vuelve a nacer y el ciclo completo se repite.

En Occidente, poco a poco los dioses y mitos fueron reemplazados por losmecanismos fsicos en las especulaciones cosmolgicas. El razonamiento lgico y el fsicoaparecen ya en el primer pensamiento cosmolgico griego conocido, el de Anaximandro2en el siglo VI a. C. Su teora sostena que las estrellas constituan porciones de airecomprimido y que el Sol tena la forma de una rueda de carro, veintiocho veces el tamaode la Tierra. El borde de esta rueda solar contena fuego, el que escapaba a travs de unorificio. Cuando el orificio se obstrua, se produca un eclipse. La Luna era un crculodiecinueve veces el tamao de la Tierra, y tambin tena la forma de una rueda de carro.El universo de Anaximandro contena una substancia infinita y eterna. Los planetas y losmundos se formaban al separarse de esta substancia; luego perecan y sta los volva aabsorber. Nuestro propio mundo debe su origen a que un movimiento de remolino hizoque los materiales pesados se hundieran hacia el centro, formando el disco aplanado quees la Tierra, mientras que masas de fuego rodeadas de aire fueron lanzadas hacia elpermetro, dando vida as al Sol y las estrellas. A pesar de que mundos individuales iban yvenan, el cosmos como un todo era eterno, sin comienzo ni fin. Era infinito en el tiempo.Era infinito en el espacio.

Muchas de las ideas de Anaximandro se hallan en la teora atomista de Demcrito(aprox. 460-370 a. C.). En la cosmologa de este ltimo,3 toda la materia estabacompuesta de cuerpos microscpicos indestructibles denominados tomos (de la palabragriega tomos, que significa indivisible). Los tomos tenan distintas propiedades -algunoseran duros y otros blandos, algunos eran suaves y otros speros, por ejemplo-, y estasdiferencias explicaban la variedad de sustancias esparcidas en el universo. La teora griegadel atomismo entreg una explicacin para todo, desde la naturaleza del viento hasta porqu los peces tienes escamas, por qu la luz puede atravesar un cuerno y la lluvia no, porqu los cadveres huelen mal y el azafrn huele bien. Aun cuando las substancias podancambiar alterando sus tomos, los tomos en s no podan crearse ni destruirse; eraneternos. Los tomos de Demcrito correspondan a la substancia infinita de Anaximandro.

La perspectiva atomista del mundo tena dos grandes fortalezas, las que Lucrecioclaramente expuso y alab en su poema clsico De la naturaleza de las cosas (cerca del60 a. C.).4 En primer lugar, como "nada puede crearse de la nada", y "nada puededestruirse para convertirse en nada", resulta imposible que las cosas ocurran sin unacausa fsica. Por lo tanto, los seres humanos no debieran temer la intromisin caprichosade los dioses. En segundo lugar, tampoco la gente debiera temer un castigo eterno tras sumuerte, pues el alma, que al igual que todo lo dems est compuesta de tomos, sedisipa como el viento. Ya no habr una identidad a quien atormentar.

Al aplicar la teora atomista al cosmos en general, se obtiene un universo sinproyecto ni propsito alguno. Los tomos se desplazan libre y ciegamente a travs delespacio. Cuando, por casualidad, las sendas aleatorias de un gran nmero de tomos se


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entrecruzan, se crea un planeta o una estrella. Un mundo que se forme de esta maneravivir durante un tiempo, hasta que llegue el momento en que se desintegre y devuelvalos tomos a sus vagabundeos. Todos los objetos, incluyendo la gente y los planetas, sonsimplemente islas de orden, temporales y accidentales, en un cosmos desordenado. Connuestro propio planeta ocurre lo mismo, y no ocupa ningn lugar de privilegio en eluniverso. Al igual que el cosmos de Anaximandro, el universo atomstico no posee lmitede espacio ni de tiempo. Es imposible crear o destruir un universo compuesto de tomos

indestructibles.La cosmologa de Aristteles (ca. 350 a. C.) difera en varios aspectos de la visin

atomista. Aristteles erigi el mundo a partir de cinco elementos: tierra, agua, aire, fuegoy ter. Nada era casual ni accidental. Todo tena su espacio natural y su propsito. Ellugar natural de la Tierra es el centro del universo, y todas las partculas semejantes a ellaque flotan en el cosmos se desplazan en esa direccin. El ter es una substancia divina eindestructible; su espacio natural son los cielos, donde forma las estrellas y otros cuerposcelestiales. El agua, el aire y el fuego ocupan lugares intermedios. El Sol, los planetas ylas estrellas estn fijos a esferas rgidas, las que giran en crculos perfectos en torno a laTierra esttica. Tales rotaciones dan forma al da y la noche. La esfera exterior, la primummobile, gira gracias al amor de un dios, mientras que las esferas interiores rotanarmoniosamente por la misma causa. Como vemos, a diferencia de la antigua teoraatomista, el cosmos de Aristteles tiene propsito y est limitado en el espacio,extendindose slo hasta la esfera exterior. Ambas teoras concordaban en un aspectoimportante: el universo era eterno. El ter, componente de los cuerpos celestiales ydivinos, "es eterno, no crece ni se reduce, sino que es infinito, inalterable y permanente".5

El universo de Aristteles no era solamente eterno; tambin era esttico. Esta creencia deun cosmos inalterable domin el pensamiento occidental hasta bien entrado el siglo XX.

El astrnomo polaco Nicols Coprnico, en 1543, acab con la teora de un cosmosgeocntrico. Degrad la Tierra, calificndola como un simple planeta que rbita alrededordel Sol. Este importante cambio introdujo una explicacin muchsimo ms simple para losmovimientos observados de los planetas, a costa del rechazo de la sensacin intuitiva deque la Tierra no se mova. Sin embargo, Coprnico no pudo desentenderse de muchas delas venerables caractersticas de la visin aristotlica. Las rbitas planetarias seguancompuestas de crculos perfectos, como dignos cuerpos celestiales. Y, a pesar de que laTierra fue despojada de su ubicacin central, nuestro Sol tom su lugar cerca del centrodel universo.

El universo an estaba hecho para seres humanos. Tal como afirm el granastrnomo alemn Johannes Kepler medio siglo ms tarde, nuestro propio Sol era laestrella ms luminosa en el cosmos, pues "si en el cielo existen esferas similares a nuestraTierra, rivalizamos con ellas acerca de quin ocupa una mejor parte del universo? Si susesferas son ms imponentes, nosotros no somos las criaturas racionales ms nobles.Entonces, cmo pueden ser todas las cosas por el bien del hombre?


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Cmo podemos ser los dueos de la obra de Dios?.6

El universo de Coprnico anse encontraba limitado en el aspecto espacial por una capa exterior de estrellas. Al igualque Aristteles, Coprnico tambin crey que las estrellas estaban fijas y no cambiaban.Explic su punto de vista de la siguiente manera: "El estado de inmovilidad es consideradocomo ms noble y divino que el de cambio e inestabilidad, el que por esa razn debierapertenecer a la Tierra y no al universo".7 Como Aristteles, Coprnico pensaba que losfenmenos terrestres correspondan a un conjunto de leyes, y que los cuerpos celestiales"divinos" se regan por otro distinto.


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Sistema del universo segn Thomas Digges, de su libro Una descripcin perfecta de las orbescelestiales (1576). Las estrellas estn esparcidas por el espacio, ms all de la rbita exterior de losplanetas.

El astrnomo britnico Thomas Digges, discpulo de Coprnico, logr liberar lasestrellas de sus esferas cristalinas y esparcirlas por el espacio infinito. Esta idea, expuestaen Una descripcin perfecta de las orbes celestiales (1576), provoc un efectoinmensamente liberador en el pensamiento cosmolgico. Ahora las estrellas podran serobjetos fsicos; estaran sujetas a las mismas leyes fsicas que observamos en la Tierra.8

Isaac Newton elev la universalidad de las leyes fsicas a su mxima expresin. Ensus Principia (1687), aplica por igual su nueva ley de gravedad a los arcos descritos porlas balas de can, a las rbitas de las lunas y los planetas y a las trayectorias de loscometas, calculando sus posibles rutas en forma detallada. Pero este magistral lgico eratambin muy religioso. Justamente en los mismos Principia, Newton describe el espaciocomo idntico al cuerpo de Dios: "El Dios Supremo es un Ser eterno, infinito,absolutamente perfecto... Perdura eternamente y es omnipresente; y esta existenciaeterna y omnipresencia constituyen la duracin y el espacio".9 Asimismo, Newton sostieneque "este bellsimo sistema de Sol, planetas y cometas slo podra provenir de la sabiduray dominio de un Ser poderoso e inteligente". As, el universo de Newton posea un


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designio consciente. Y, considerado como un todo, era esttico. En 1692, Newtonargument en una carta al telogo Richard Bentley10 que el universo no poda estarexpandindose o contrayndose globalmente, puesto que tales movimientos requieren pornecesidad de un centro, tal como una explosin tiene su centro. Y la materia esparcida enun espacio infinito no define ningn centro. Por lo tanto, estudiando los hechos hacia elpasado, el cosmos deba ser esttico. Da igual si a Newton lo convenci ms esteargumento lgico que sus propias creencias religiosas; termin sustentando la tradicin

aristotlica de un cosmos sin alteracin. Slo a fines de la dcada de 1920, esa tradicin,que ni siquiera Einstein desafi, se puso en duda.


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C A P T U L O T R E S

El nacimiento cosmologa modernaas teoras cosmolgicas modernas se remontan a 1915, ao en que Albert Einsteinpublic un estudio terico pionero.1 Mediante su nueva ley de la gravedad,denominada teora de la relatividad, Einstein propona el primer modelo detallado

para la estructura en gran escala del universo. Entre 1915, ao de su publicacin, y 1917,una sola observacin probaba la teora de la relatividad: la rbita del planeta Mercurio. Lanueva teora de gravedad de Einstein, que aclaraba un pequesimo efecto en la rbitaque Newton no logr explicar en su antigua teora, tuvo un xito rotundo. Sin embargo, laaplicacin de la teora de la relatividad ms all del sistema solar sigui siendo incierta.Aunque Einstein comprenda que la gravedad era la fuerza dominante para describir el

cosmos con precisin, careca de los necesarios conocimientos de astronoma. Ni un solonmero astronmico aparece en el artculo de Einstein sobre cosmologa.

Einstein parti de dos supuestos crticos: el universo no cambia con el tiempo, y lamateria del universo est esparcida en forma pareja a travs del espacio. Gracias a estosdos supuestos y a su teora matemtica de la gravedad, pudo derivar ecuaciones hastadescribir la estructura general del universo.

No exista evidencia terminante para ninguna de las hiptesis iniciales de Einstein.Si bien las observaciones astronmicas eran coherentes con un universo esttico, muchosastrnomos de la poca estaban conscientes de que lo que vean en sus enormestelescopios era solo una instantnea que no revelaba nada acerca de la evolucin delcosmos en el tiempo.2 Las observaciones no tenan nada que decir a este respecto. Por

otra parte, el concepto de un universo esttico se hallaba profundamente arraigado en elpensamiento occidental, remontndose hasta Aristteles, y constitua una de las pocascreencias astronmicas que la revolucin copernicana no desech. El segundo supuesto deEinstein, la homogeneidad, simplificaba considerablemente las ecuaciones, pero tambinconstitua un artculo de fe. De hecho, hasta donde los astrnomos podan ver, parecaevidente que el universo era extremadamente irregular, con la mayora de las estrellasvisibles reunidas en un gran disco denominado la Va Lctea. Hasta 1918, los astrnomosan no lograban calcular en forma exacta la magnitud de la Va Lctea; hasta 1924, secuestionaban la existencia en el espacio de otras constelaciones, otras galaxias ms allde la Va Lctea. Einstein sencillamente supuso que, al promediar el espacio sobre unvolumen lo bastante grande, aparecera liso, como ocurre al observar una playa desde unacierta distancia, pues slo al acercarse se percibe su apariencia granosa.

Incluso hoy, para manejar las matemticas de la cosmologa se requiere de lahiptesis de la homogeneidad. Los tericos han logrado resolver las ecuaciones de lacosmologa exclusivamente para modelos homogneos, a excepcin de casos especiales eimprobables. Por supuesto, las ecuaciones simples y la realidad son dos cosas diferentes.La naturaleza no tena por qu ser tan complaciente como para evitar heterogeneidadesslo porque los fsicos no logran dominar la matemtica del caso.

Permitmonos una breve disgresin para hablar de los modelos en la ciencia.Encontraremos varios modelos cosmolgicos: el modelo del big bang, el modelo delestado continuo y el modelo del universo inflacionario. Un modelo cientfico comienza con

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un objeto o sistema fsico verdadero, sustituye el objeto original por uno ms simple yluego representa el objeto simplificado con ecuaciones que describen su comportamiento.Al igual que un barco de juguete, un modelo cientfico es una versin a escala de unsistema fsico al que le faltan algunas partes del original. Se requiere de gran juicio yhabilidad para decidir qu partes no deben incluirse. Si se han omitido caractersticasesenciales, el modelo no tiene ninguna validez. Por otra parte, si nada se excluye, significaque no ha habido simplificacin y el anlisis resulta a menudo demasiado complicado. Al

realizar un modelo para un pndulo oscilante, por ejemplo, al principio podramos intentarincluir la forma detallada del peso que est en el extremo, la densidad y la presin del aireen la habitacin, y as sucesivamente. Si consideramos tal descripcin demasiadocompleja, podramos sustituir el peso por una bola redonda e ignorar el airecompletamente. De hecho, este sistema muchsimo ms simple funciona casi en formaexacta al original. En cambio, si dejamos la gravedad fuera, el pndulo terico resultanteno oscilara de un lado a otro. Al resolver las ecuaciones de un modelo se puede predecir,y luego poner a prueba, el sistema fsico original.

En 1922, Alexander Friedmann, un matemtico y meteorlogo ruso, propusomodelos cosmolgicos para un universo cambiante. Friedmann acept la teora de lagravedad de Einstein y su hiptesis de la homogeneidad, pero rechaz el supuesto de laestasis, afirmando que no estaba comprobada y que no era esencial. Igual que Einstein,comenz con las ecuaciones de relatividad general, pero descubri una solucinalternativa que corresponda a un universo que se iniciaba en un estado de densidadextremadamente alta y luego se expanda con el tiempo, aligerndose en el proceso. Elmodelo de Friedmann, redescubierto en 1927 por el sacerdote y fsico belga GeorgesLematre, acabara por llamarse el modelo del big bang.3 Einstein reconoci con renuenciala validez matemtica del modelo cosmolgico que Friedmann desarrollaba; sin embargo,en un principio dud que tuviese alguna relacin con el universo real.4 En todo caso, tantoel modelo de Einstein como el de Friedmann eran pura teora. Las observaciones nohaban contribuido con datos suficientes acerca de la estructura o evolucin verdaderasdel universo.

Toda la astronoma, y especialmente la cosmologa, presentaba un graveobstculo: el problema de medir las distancias a las estrellas. Si durante la nocheobservamos el cielo, podemos percibir amplitud y longitud, pero no profundidad. Desdenuestra ventajosa posicin, las estrellas se ven como simples puntos blancos sobre unfondo negro. Ciertamente unos estn ms cerca que otros, pero, cules? Las estrellasposeen una gama de luminosidades, tal como las bombillas elctricas tienen diversonmero de vatios, por lo que una estrella con una cierta luminosidad observada puedeestar o muy cerca y ser intrnsecamente opaca, o muy lejos y ser intrnsecamentebrillante.

Las medidas de las distancias astronmicas pudieron cimentarse en bases msslidas alrededor de 1912, cuando Henrietta Leavitt, del Observatorio del Harvard College,descubri un resultado notable para ciertas estrellas denominadas variables cefeidas.5 Sesaba que la luminosidad de dichas estrellas es oscilante: se tornan ms opacas, luegobrillantes, luego opacas nuevamente, en ciclos regulares. Leavitt analiz un grupo decefeidas apiadas entre s, por lo que se conoca que estaban a una misma distancia. Enuna constelacin, una estrella que pareca dos veces ms brillante que otra era en efectodos veces ms luminosa. Leavitt descubri que el tiempo que le tomaba a una cefeidacompletar un ciclo dependa de su luminosidad. Por ejemplo, las cefeidas que son milveces ms luminosas que nuestro Sol completan un ciclo de luz cada tres das. Lascefeidas diez mil veces ms luminosas finalizan su ciclo cada treinta das. Una vez que seha calibrado este comportamiento para las estrellas cefeidas cercanas, de distancia yluminosidad conocidas, puede utilizarse para medir la distancia de estrellas cefeidaslejanas. Midiendo la duracin del ciclo de una estrella cefeida en particular se puedededucir su luminosidad.


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Luego, al comparar la luminosidad de la estrella con su brillantez observada, sepuede determinar su distancia, tal como podra inferirse la distancia de una bombillaelctrica a partir de su vataje y brillantez observados. Con el descubrimiento de Leavitt,las cefeidas se convirtieron en postes indicadores de distancia en el espacio.

En 1918 los astrnomos lograron medir el tamao de la Va Lctea gracias aestrellas cefeidas encontradas en diversos puntos. En 1924, el astrnomo norteamericanoEdwin Hubble descubri una cefeida en la tenue mancha de estrellas conocido como

nebulosa de Andrmeda, lo que le permiti medir su distancia. Descubri que la nebulosade Andrmeda era una constelacin situada muchsimo ms all de la Va Lctea.Andrmeda constitua otro grupo de estrellas, una galaxia aparte. De este modo Hubble seconvirti en el padre de la astronoma extragalctica. Durante los aos siguientes, Hubbley otros astrnomos midieron las distancias a muchas nebulosas, a las que por siglos sehaba observado e intentado descifrar.6 Se descubri que muchas eran galaxiasindependientes compuestas por estrellas. Gracias a tales descubrimientos, las galaxias, nolas estrellas, pasaron a ser las unidades bsicas de la materia en el universo.

En cosmologa, lo primero que nos abruma es la inmensidad del espacio. Paraapreciar distancias csmicas, podramos empezar cerca de casa. La circunferencia de laTierra mide alrededor de 38.400 kilmetros, la distancia a la Luna es de unos 400.000Km. y la distancia al Sol, de casi 160 millones de Km. La distancia a la estrella ms

cercana al Sol, la Alfa Centauro, es de unos 40.000.000.000.000 de km. Todas estasdistancias se calcularon con exactitud ya en el siglo XVIII. Para medir distancias mayoresconviene utilizar el ao luz, que es la distancia que recorre la luz en un ao, cerca de9.600.000.000.000 km. Segn estos trminos, la Alfa Centauro est a una distanciaaproximada de cuatro aos luz. El dimetro de nuestra galaxia, la Va Lctea, mide casicien mil aos luz. En otras palabras, un rayo de luz tarda cien mil aos en atravesar la VaLctea de un extremo al otro. Andrmeda, la galaxia ms cercana a la nuestra, est aunos dos millones de aos luz.


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Una galaxia tpica, como nuestra Va Lctea, contiene cerca de 100 mil millones deestrellas, las que se orbitan unas a otras bajo su gravedad mutua. Las galaxias tienendiversas formas. Algunas son casi esfricas; otras, como la Va Lctea, son como discosaplanados con una protuberancia en el medio. Nuestro Sol tarda aproximadamente 200

millones de aos en completar una rbita alrededor del centro de la Va Lctea. Enpromedio, las galaxias estn separadas entre s por una distancia de alrededor de 10millones de aos luz, o cien veces el dimetro de una galaxia. En consecuencia, lasgalaxias son como enjambres aislados de estrellas, rodeados principalmente por espaciovaco. La hiptesis de Einstein de la homogeneidad debera haberse comprobado envolmenes de espacio que contuvieran muchas galaxias.

En 1929, Hubble realiz quizs el mayor descubrimiento de la cosmologamoderna: el universo se expande. Gracias a los datos obtenidos por un telescopio en elMonte Wilson, California, Hubble concluy que las otras galaxias se estn alejando denosotros en todas direcciones. Para este anlisis se requiere de dos tipos de mediciones:


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la velocidad y la distancia de galaxias vecinas. Desde comienzos de siglo se saba quemuchas de las nebulosas estaban en movimiento y se alejaban a grandes velocidades dela Tierra.7 Una tcnica conocida como el efecto Doppler fue determinante para estaconclusin. Las galaxias, al igual que todas las fuentes luminosas, emiten luz de coloresespecficos (longitudes de onda), relacionados con la composicin qumica de la galaxia.Cuando una fuente de luz est en movimiento, sus colores cambian, de manera similar alo que ocurre cuando se altera el tono de una fuente de sonido en movimiento. El tono del

silbato de un tren, por ejemplo, baja a medida que el tren se aleja y sube cuando ste seacerca. Con respecto a la luz, el anlogo del tono es el color. Si una fuente de luz seacerca, sus colores se debilitan, la longitud de onda pasa a ser la del azul, en el extremodel espectro; si la fuente se aleja, sus colores se tornan ms fuertes, hacia el rojo. Lavelocidad de la fuente de luz en movimiento se puede deducir a partir del grado de estaalteracin. A pesar de que el efecto en la luz es generalmente mnimo, existeninstrumentos delicados que pueden detectarlo.

Si se supone que en todas las galaxias estn presentes los mismos elementosqumicos bsicos, entonces los colores emitidos por las galaxias estticas deberan seriguales. Alrededor de 1920 se descubri que los colores indicadores de muchas de lasnebulosas haban cambiado al rojo, indicando que se alejaban de nosotros a gran


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velocidad. Esta alteracin del color de los objetos csmicos lleg a denominarsedesplazamiento al rojo (redshift).

Utilizando las estrellas cefeidas para medir las distancias de unas dieciochonebulosas, Hubble descubri que stas constituan galaxias completas que descansabanms all de la Va Lctea. Y, ms importante an, descubri que la distancia de cadagalaxia era proporcional a su velocidad de alejamiento: una galaxia dos veces ms alejadade nosotros que otra galaxia se alejaba dos veces ms rpido.

Este ltimo resultado cuantitativo fue exactamente como se haba predicho para ununiverso homogneo y en expansin uniforme. Y un simple ejemplo, con equipamiento


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casero, puede explicar por qu. Pinte marcas de tinta espaciadas de forma regular sobreuna banda elstica; una marca de tinta ser su punto de referencia (por ejemplo, la VaLctea); mida todas las distancias y movimientos que se relacionen con esa marca.Mantenga la marca de referencia fija contra una regla, digamos en el centmetro cero, yluego extienda ambos extremos de la banda elstica. Al estirarse la banda, notar quecada marca de tinta se mueve una distancia proporcional a su distancia inicial de la marcade referencia. Por ejemplo, cuando la marca de tinta que inicialmente est a una distancia

de un centmetro se mueve dos centmetros, la marca de tinta que en un comienzo est ados centmetros se mueve cuatro centmetros. Como este incremento de la distancia seobtiene en el mismo lapso, la segunda marca de tinta se mueve dos veces ms rpido quela primera. La velocidad es proporcional a la distancia. De hecho, cualquier material quese estire de manera uniforme cumple con la ley de la velocidad proporcional a la distancia.Si el material es irregular, de modo que algunas partes se estiran ms rpido que otras,entonces la velocidad ya no es proporcional a la distancia. A la inversa, la proporcionalidadde la velocidad a la distancia significa que el material se estira de manera uniforme.Tambin se puede observar fcilmente que la extensin carece de una posicin central oprivilegiada. Se puede elegir cualquier marca de tinta como marco de referencia y elresultado sigue siendo el mismo: las otras marcas de tinta se alejan de ella a velocidadesproporcionales a sus distancias. Ninguna marca de tinta es especial. El resultado es igualpara todas.

Sustituya ahora las marcas de tinta por galaxias y la banda elstica por el espaciodel universo: llegar al resultado de Hubble. Las galaxias se alejan de nosotros porque elespacio se expande uniformemente en todas direcciones, y en este proceso arrastra a lasgalaxias. El descubrimiento de Hubble de 1929 brind un fuerte apoyo observacional a losmodelos cosmolgicos en los que el universo se expande de manera uniforme. El universoesttico de Einstein fue desechado. Se respald el modelo del big bang de Friedmann yLematre.

Si las galaxias hoy se alejan unas de otras, significa que en el pasado debieronhaber estado ms juntas. Antiguamente, el universo era ms denso. Si suponemos queesta extrapolacin hacia el pasado puede prolongarse, entonces alguna vez existi unmomento en que toda la materia del universo se concentraba en un estado de densidadcasi infinita. A partir de la velocidad de expansin, los astrnomos pueden calcular cundoocurri este punto en el tiempo: hace entre diez y quince mil millones de aos. Se le llamael comienzo del universo, o el big bang. Los clculos originales de Hubble, errneos debidoa diversos problemas tcnicos, estimaban en cerca de dos mil millones de aos la edad deluniverso. Para simplificar, de aqu en adelante supondremos que se trata de diez milmillones.

Para determinar la edad del universo8 existe un mtodo completamenteindependiente, que involucra a la Tierra. El fechado radiactivo del mineral de uranioterrestre, desarrollado unas dos dcadas antes del descubrimiento de Hubble, sugiere quela edad de la Tierra es de cerca de cuatro mil millones de aos. Qu relacin podra teneresto con la edad del universo? Gran parte de las teoras de la formacin de estrellas yplanetas indican que nuestro sistema solar no podra ser mucho ms joven que eluniverso. En astronoma, donde las edades se expresan en muchos factores de diez,cuatro mil millones de aos es casi lo mismo que diez mil millones de aos. Lacorrespondencia es buena. As, con dos mtodos totalmente distintos, uno relacionado conlos movimientos de las galaxias y el otro con rocas bajo nuestros pies, los cientficos handeducido edades comparables para el universo. Esta concordancia ha sido un argumentode peso en favor del modelo del big bang.

La cosmologa y la geologa tienen mucho en comn. Penetrar en las capas msprofundas de la Tierra es como viajar en el tiempo hacia atrs, hacia nuestro pasadohumano. Fijar la vista en las enormes distancias del espacio es tambin viajar atrs en eltiempo. Cuando nuestros telescopios detectan una galaxia a una distancia de diez millones


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de aos luz, vemos esa galaxia como era hace diez millones de aos; vemos luz antigua,que ha estado viajando diez millones de aos hasta llegar aqu. Cuando detectamos unagalaxia ms lejana, contemplamos una imagen an ms antigua, vemos luz incluso msantigua. La observacin cosmolgica es una especie de excavacin, una bsqueda de losorgenes, un vistazo, no a una Tierra ms antigua, sino a un universo ms antiguo.

Kosmologische Betrachtungen Zur Allgemeinen

Relativittstheorie.

Von A. EINSTEIN.

Es ist wohbekannt, da .die Poissonsche Differentialgleichung

= 4 (1)

in Verbindung mit der Bewegungsgleicbung des materiellen . Punktes dieNEWTONsche Fernwirkungstheorie noch nicht vollstndig ersetzl Es mu noch dieBedingung hinzutreten, da im rumlich Unendlichen das Potential einem festenGrenzwerte zustrebt. Analog verblt es sich bei der Gravitationstheorie der allgemeinenRelativitt; auch hier mssen zu den Differentialgleichungen Grenzbedingungenhinzutreten fr das rumlich Unendlich, falls man die Welt wirklich als rumlich unendlichausgedelmt anzusehen hat.

Bei der Behandlung des Planetenproblems habe ieh diese Grenzbedingungen inGestalt folgender Annahme gewhlt: Es ist mglich, ein Bezugssystem so zu whlen, dasamtliche Gravitationspotentiale gm im rumlich Unendlichen konstant werden. Es ist abera priori durchaus nicht evident, da man dieselben Grenzbedingungen ansetzen darf,wenn man grere Partien der Krperwelt ns Auge fassen will. Im folgenden sollen die

berlegungen angegeben werden, welche ich bisher ber diese prinzipiell wichtige Frageangestellt liabe.

I Die NEWTONsche Theoric.

Es ist wohlbekannt, da die NEWTONsche Grenzbedingung des konstanen Limes fr im rumlich Unendlichen zu der Auffassung hinfbrt, da die Dichte der Materie imUnendlichen zu nuil wird. Wir denken uns nmlich, es lasse sich ein Ort im Weltraumfinden, um den herum das Gravitationsfeld der Materie, im groen betrachtet,Kugelsymmetrie besitzt (Mittelpunkt). Dann folgt aus der Poissonschen

Gleichung.-da die mittlere Dichte rascher ais I/r2 mit wachsender Entfernung rvom Mittelpunkt zu nuil herabsinken mu, damit im.

Primera pgina del histrico estudio de Einstein acerca de cosmologa, del peridicoSitzungsberichte der Preussiche Akademie der Wissenschaften (1917). Su ttulo es"Consideraciones cosmolgicas sobre la teora de la relatividad".

ALBERT EINSTEINAlbert Einstein (1879-1955) naci en Ulm, Alemania. Su padre diriga una pequea

planta electroqumica. No le gustaba la reglamentacin de la escuela, pero aprendi


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mucho de los libros de matemticas y ciencias que lea por su cuenta. Finaliz susestudios secundarios en Aarau, Suiza, y luego se inici en la fsica y las matemticas en elPolitcnico de Zurich. No logr obtener un trabajo acadmico, y en 1902 lo contrataroncomo examinador en la Oficina de Patentes suiza en Berna. Durante los siete aos en quedesempe este trabajo, Einstein sent las bases para gran parte de la fsica del siglo XX,publicando artculos grandiosos de mecnica estadstica, mecnica cuntica y relatividadespecial. En 1905 recibi su doctorado de la Universidad de Zurich. Unos aos despus ya

era una celebridad y reciba mltiples ofrecimientos para el cargo de profesoruniversitario. En 1914, y despus de haber trabajado en la Universidad Alemana de Pragay en el Politcnico de Zurich, se convirti en director del Instituto de Fsica KiserGuillermo en Berln. All public su obra sobre la teora de la relatividad y, en 1917, suartculo pionero sobre cosmologa. Despus de la Primera Guerra Mundial, comenz a servctima de ataques antisemitas cada vez ms graves, hasta que en 1932 se traslad alInstituto de Estudios Avanzados de Princeton, Estados Unidos, donde permaneci por elresto de su vida. Einstein siempre mantuvo convicciones profundas acerca de la libertad yla humanidad, pero se encontraba aislado de la vida mundana. En un discursopronunciado en 1918, afirm: "Creo, con Schopenhauer, que uno de los motivos msfuertes que lleva a los hombres al arte y la ciencia es escapar de la vida diaria, con sudolorosa crudeza y su melancola irremediable, huir de lo que nos impide realizar nuestrospropios deseos en constante cambio". En su filosofa cientfica, Einstein crea

fervientemente en la belleza de la naturaleza y en la capacidad de la mente humana paradescubrir sus verdades. Sin embargo, este descubrimiento no podra lograrse por mediode experimentos, sino que sera ms bien el resultado de la "libre invencin de la mentehumana", que despus se comprobara mediante experimentos y se juzgara de modoadecuado.

ALEXANDER FRIEDMANNAlexander Aleksandrovich Friedmann (1888-1925), hijo de un compositor de

msica, naci en San Petersburgo, Rusia. Estudi matemticas y fsica en la Universidadde San Petersburgo y se gradu en 1910 con medalla de oro por sus trabajos inditos dematemticas. En 1922 recibira su doctorado. En 1913 comenz a trabajar enmeteorologa, el principal inters cientfico de su vida, y desarroll nuevos mtodos parael anlisis terico de los movimientos de masas de aire en la atmsfera. Durante laPrimera Guerra Mundial trabaj en la aviacin rusa, y posteriormente se convirti endirector de la primera industria rusa para instrumentos de aviacin. Despus de 1920,Friedmann colabor en el observatorio de fsica de la Academia de Ciencias enPetrogrado. Fue director de investigaciones en el departamento de meteorologa tericadel Laboratorio Geofsico Principal. En 1922, public su histrico estudio sobre cosmologa,en el que expona la primera base terica para un universo en expansin. Friedmannconsideraba que la teora de la relatividad era esencial para una educacin en fsica. Loscursos que imparta en universidades de Petrogrado eran famosos por su originalidad;

sus textos incluyen Experimentos en la hidrodinmica de lquidos comprimibles y Elmundo como espacio y tiempo. Friedmann falleci de fiebre tifoidea a los 37 aos.

GEORGES LEMATREGeorges Lematre (1894-1966) naci en Charleroi, Blgica. En 1920 obtuvo su

doctorado en ciencias y matemticas en Lovaina; luego sigui estudios eclesisticos en el


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seminario de Malinas, culminando con su ordenacin en 1923. Mientras estuvo en elseminario, milagrosamente encontr tiempo para elaborar, sin supervisin alguna, unasegunda tesis sobre la nueva teora de la gravedad de Einstein. Durante el ao acadmicode 1924-1925, Lematre trabaj en el Observatorio del Harvard College en suposdoctorado. Ese ao asisti a una reunin en Washington en la que oy acerca deldescubrimiento de Hubble de que la nebulosa de Andrmeda estaba fuera de nuestragalaxia. Ya se saba que la mayora de las nebulosas se alejaban de nosotros a grandes

velocidades, por lo que Lematre interpret el resultado de Hubble como evidencia de ununiverso en movimiento. Se apresur a regresar a Blgica, donde descubri una nuevasolucin a las ecuaciones de Einstein, que describa un universo en expansin. En sutrascendental artculo terico de 1927, predijo que la velocidad de alejamiento de cadagalaxia deba ser proporcional a su distancia de nosotros: una conclusin simple de la queno se haca mencin en el previo y an desconocido artculo de Alexander Friedmannsobre un universo en expansin. Por este trabajo, Lematre es en ocasiones considerado elpadre del modelo del big bang. En 1931, propuso que el universo completo comenz comoun tomo nico y gigantesco, el "tomo primigenio", cuyas desintegraciones graduales entrozos cada vez ms pequeos formaron las nebulosas, las estrellas y finalmente los rayoscsmicos. Lematre, siempre jovial y robusto, fue muy querido por sus alumnos, quieneslo llamaban "el principito".

HENRIETTA LEAVITT

Henrietta Swan Leavitt (1868-1921) naci en Lancaster, Massachusetts, una de lossiete hijos de un prominente ministro congregacionalista. Estudi astronoma en lo que eshoy el Radcliffe College, donde en 1892 recibi su grado de bachiller. Unos cuantos aosdespus ingres al Observatorio del Harvard College, donde trabaj por el resto de suvida. Edward Pickering, director del observatorio, le sugiri un cierto programa gracias al

cual ella se convirti en uno de los primeros astrnomos en comparar en formasistemtica la luminosidad de las estrellas utilizando lminas fotogrficas, las que tienenuna sensibilidad mucho mayor frente a la luz azul que la del ojo humano. El intersespecfico de Leavitt eran las estrellas variables; stas pueden variar su luminosidad en unperodo de das a meses. Durante su carrera descubri 2.400 estrellas variables. Su mayordescubrimiento fue la relacin entre perodo y luminosidad para las variables cefeidas, laque muchos astrnomos han utilizado para medir distancias csmicas. Henrietta Leavittfue una de varias mujeres, incluyendo a Williamina Fleming y Annie Jump Cannon, quetrabajaron en el Observatorio del Harvard College durante los primeros aos del siglo XX.Al igual que Cannon, Leavitt era sorda. Su trabajo en relacin a las estrellas variables,aunque de vital importancia, careca de toda espectacularidad; exiga un estudioextremadamente meticuloso e incansable de cientos de lminas fotogrficas para hallar laluminosidad y oscuridad de aquellos diminutos puntos que eran las estrellas. Leavitt fuedurante toda su vida una persona disciplinada y religiosa y se gui segn los valoresestrictos de sus antepasados puritanos.

EDWIN HUBBLE


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Edwin Powell Hubble (1889-1953) naci en Marshfield, Missouri. Su padre eraabogado y trabajaba en el negocio de los seguros. Durante sus estudios en la Universidadde Chicago, Hubble sobresali en matemticas, astronoma y boxeo. Un promotor deboxeo se ofreci para entrenar al fuerte y robusto Hubble con el fin de que ste seenfrentase a Jack Johnson, campen mundial de peso pesado; en lugar de ello, Hubbleparti a la universidad de Oxford y all decidi estudiar derecho en Rhodes. A su regreso aEstados Unidos, en 1913, abri un bufete en Louisville, Kentucky, pero pronto se decidi a

realizar su posgrado en astronoma en la Universidad de Chicago. Durante la PrimeraGuerra, Hubble se enlist como soldado raso y termin como mayor. Pasada la guerra, alos treinta aos, Hubble comenz a trabajar en su famosa obra en el telescopio de cienpulgadas del Monte Wilson, California. Su primer descubrimiento importante fue unavariable cefeida en la nebulosa de Andrmeda, estableciendo aquel objeto como laprimera galaxia conocida fuera de la Va Lctea. Asimismo, cre un esquema declasificacin de galaxias segn sus formas. En 1929, Hubble hizo su gran descubrimiento:la relacin de velocidad proporcional a la distancia para galaxias que se alejan, lo queindicaba que el universo se expande. Este hallazgo vino a confirmar la prediccin tericade Georges Lematre. Despus de la Segunda Guerra Mundial, Hubble dedic gran partede su esfuerzo al futuro programa del telescopio de doscientas pulgadas en el montePalomar; ste se concluy en 1949 y Hubble fue el primero en utilizarlo; all continu susestudios de medicin de distancias csmicas. Otros intereses de Hubble, adems de la

ciencia, eran el arte, el atletismo y la pesca con mosca, y sola ir de pesca a las MontaasRocosas. En lo que a ciencia se refera, crea en la uniformidad de la naturaleza y launiversalidad de los principios fsicos. En su estudio de galaxias a distancias de miles demillones de aos luz, Hubble llev esta filosofa hasta el lmite. Acerca de ella afirm que"es la suposicin fundamental en todas las extrapolaciones ms all de los lmites de losdatos conocidos y observables, y todas las especulaciones que siguen su gua sonlegtimas hasta que se contradigan".


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C A P T U L O C U A T R O

El modelo del big bangl modelo del big bang, que presenta una descripcin matemtica para la evolucindel universo, sigue la lgica de la teora de la gravedad de Einstein y de unoscuantos supuestos adicionales. Segn este modelo, fue algo similar a una explosin

lo que hizo nacer el universo, que en un comienzo tena una densidad y una temperaturainfinitas, y que desde entonces se ha estado expandiendo sin cesar, volvindose menosdenso y enfrindose. Pero no fue una explosin comn y corriente, en la que losfragmentos salen disparados hacia una regin circundante de espacio esttico. El big bangocurri en todas partes. No haba espacio circundante alguno hacia donde pudieradesplazarse el universo, ya que cualquier espacio formara parte del universo. Es algo muydifcil de visualizar; se nos hace un poco ms fcil si imaginamos partculas individuales en

el universo. Desde que ocurri el big bang, todas las partculas en el universo han estadoapartndose unas de otras, siendo arrastradas por la expansin del espacio, como sucedecon las marcas de tinta que se distancian sobre una banda elstica. (Para ser msprecisos, todas las partculas suficientemente distantes han estado alejndose unas deotras desde que ocurri el big bang. Las partculas que estn muy cercanas o apiadas seven afectadas por sus respectivas fuerzas de atraccin y no intervienen en la expansinglobal del universo. Por ejemplo, fuerzas elctricas mantienen en su lugar los tomos delcuerpo humano, que no se alejan unos de otros. De igual modo, las estrellas en unagalaxia mantienen siempre su misma posicin gracias a su mutua atraccin gravitacional,que les impide distanciarse unas de otras.)

E


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Aun cuando el universo se expande, sus partes se arrastran entre s debido a laatraccin gravitacional, lo cual ralentiza la expansin. La competencia entre el movimientocentrfugo de expansin y la fuerza centrpeta de la gravedad da tres posibilidades aldestino final del universo. Existe la probabilidad de que el universo siga expandindoseeternamente, con su movimiento centrfugo superando siempre la fuerza centrpeta de lagravedad, tal como sucedera con una piedra que se lance hacia arriba con la velocidad

suficiente como para escapar a la gravedad de la Tierra y permanecer viajandoeternamente. Un universo de esas caractersticas se denomina universo abierto. Unasegunda posibilidad es que la fuerza de gravedad interna sea lo suficientemente fuertecomo para detener y revertir la expansin, como ocurrira al lanzar una piedra hacia arribapero no a una velocidad suficiente, lo que la hara alcanzar una altura mxima para luegovolver a caer a la Tierra. Un universo de este tipo, llamado universo cerrado, alcanza untamao mximo y entonces comienza a colapsar, hacia una especie de big bang invertido.Ambos universos tienen principio y fin en el tiempo. La ltima posibilidad, denominadauniverso plano, se encuentra justo entre un universo cerrado y uno abierto, y es anlogoa la piedra lanzada hacia arriba precisamente con la velocidad mnima necesaria paraescapar a la gravedad terrestre. Los universos planos, como los universos abiertos, siguenexpandindose eternamente.

El modelo del big bang acepta estas tres posibilidades. Cul sea la verdadera paranuestro universo depende de la forma en que se inici la expansin csmica, de igualmodo que la trayectoria de la piedra depende de su velocidad inicial relativa a la fuerza dela gravedad de la Tierra. Para la piedra, la velocidad inicial crtica es de 11,2 km porsegundo. Si se lanza hacia arriba una piedra a una velocidad inferior a sta, volver a caera la Tierra; las piedras con una mayor velocidad inicial jams volvern. As tambin, eldestino del universo qued determinado por su velocidad inicial de expansin relativa a sugravedad. Incluso sin conocer estas condiciones iniciales podemos deducir el destino denuestro universo: comparando su tasa de expansin actual con su densidad promedioactual. Si la densidad es mayor que el valor crtico, determinado por la velocidad deexpansin actual, entonces es la gravedad la que predomina; el universo es cerrado y estpredestinado a desintegrarse en algn momento en el futuro. Si la densidad es inferior alvalor crtico, el universo es abierto. Si es exactamente igual al valor crtico, es plano. Larelacin densidad real-densidad crtica se denomina omega. As, el universo es abierto,plano o cerrado dependiendo de si omega es inferior a 1, igual a 1 o mayor que 1,respectivamente.

En principio, es posible medir omega. Para calcular la velocidad de expansin deluniverso se debe medir la velocidad de alejamiento de una galaxia distante (hallada porsu desplazamiento al rojo) y dividirla por la distancia a la galaxia. En un universo deexpansin uniforme, como ya hemos visto, la velocidad externa de cualquier galaxia esproporcional a su distancia; entonces, la relacin velocidad-distancia es la misma paracualquier galaxia. La cifra resultante, denominada la constante de Hubble, mide lavelocidad actual de expansin del universo. De acuerdo a las mediciones ms precisas, lavelocidad actual de expansin del universo es tal que ste duplicar su tamao enaproximadamente diez mil millones de aos. Esto corresponde a una densidad crtica demateria de cerca de 10-29 gramos por centmetro cbico, la densidad que se obtiene alesparcir la masa de una semilla de amapola por sobre un volumen del tamao de laTierra. (10-29 representa un punto decimal seguido por veintiocho ceros y un uno; 1015 serefiere a un uno seguido por quince ceros, y as.) El valor de medicin ms preciso para ladensidad promedio real -que se obtuvo gracias a la observacin telescpica de ungigantesco volumen de espacio que contena muchas galaxias, en que se estim lacantidad de masa de aquel volumen por sus efectos gravitacionales, y luego se la dividipor el tamao del volumen- es de aproximadamente 10-30 gramos por centmetro cbico,o cerca de un dcimo del valor crtico. Este resultado, al igual que otras observaciones,sugiere que nuestro universo es abierto.1


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Sin embargo, existe cierta incertidumbre con respecto a estas cifras -relacionadaprincipalmente con la heterogeneidad del universo- y tambin hay dudas en lo que adistancias csmicas se refiere; en la prctica, resulta difcil medir omega. Si el universofuese enteramente homogneo y estuviese expandindose de manera uniforme, entoncessu velocidad de expansin podra determinarse midiendo la velocidad de alejamiento y ladistancia de cualquier galaxia, cercana o lejana. Y, viceversa, la distancia a cualquiergalaxia podra determinarse a partir de su desplazamiento al rojo y la aplicacin de la ley

de Hubble. (Hablando en forma aproximativa, la distancia a una galaxia es diez milmillones de aos luz multiplicado por el aumento fraccionario en la longitud de onda de suluz detectada.) Pero sucede que el universo no es completamente homogneo. Debido a lapresencia de heterogeneidades locales, la velocidad de expansin del universo y ladensidad promedio de la materia debieran medirse sobre una regin lo ms grandeposible, y entonces suponer que dicha regin es caracterstica de cualquier volumenconsiderable del universo. Ambas mediciones requieren de distancias precisas a lasgalaxias. La tasa de expansin csmica, por ejemplo, se obtiene dividiendo la velocidad dealejamiento de una galaxia por su distancia, si se conoce esta ltima. Para medirdistancias que sobrepasan los 30 millones de aos luz, ms o menos, las estrellas cefeidasindividuales no sirven porque se tornan demasiado opacas. En lugar de ello, se debenutilizar galaxias enteras como "medidas estndar de luz", es decir, objetos de luminosidadconocida. Por desgracia, las galaxias, al igual que las estrellas, son de luminosidad

extremadamente variables. No existen las "medidas estndar de luz". Lo nico que sepuede hacer es buscar alguna relacin emprica entre la luminosidad de una galaxia y otrapropiedad observada, como podra serlo la velocidad orbital de sus estrellas. (Talesrelaciones son anlogas a la relacin entre la luminosidad y el perodo de luz de unacefeida.) Despus de determinar y calibrar dicha relacin para galaxias cercanas, dondelas distancias pueden medirse a travs de otros medios, el mtodo puede entoncesaplicarse a galaxias mucho ms lejanas.2

El problema es que mirar a mayores distancias en el espacio es equivalente a mirarhacia atrs en el tiempo. La luz que hoy vemos al observar galaxias distantes fue emitidapor stas cuando eran mucho ms jvenes, y ha estado viajando cientos de millones omiles de millones de aos hasta alcanzarnos. Por el contrario, la luz que emiten lasgalaxias ms cercanas ha estado viajando por un tiempo mucho ms breve y, por lo

tanto, se las puede observar en un perodo ms tardo de su evolucin. En otras palabras,una galaxia distante como hoy se observa puede ser totalmente diferente a las galaxiascercanas ms maduras que se han utilizado para calibrar la relacin de velocidad entre laluminosidad y la rbita, y existe la posibilidad de que la relacin no sea suficientementevlida para la galaxia distante. Es como intentar aplicar a personas de veinte aos larelacin entre altura y peso que se encontr para la gente de sesenta aos. Muchosastrnomos modernos se han dedicado a la comprensin de los cambios que las galaxiashan experimentado en el largo plazo. Sin embargo, no hemos logrado encontrar ni un soloobjeto astronmico tan bien conocido y confiable como las estrellas cefeidas para su usocomo unidades luminosas estndar.

Nuestra capacidad para determinar la densidad promedio del universo se veasimismo limitada por la dificultad de medir grandes distancias. La densidad promedio de

la masa en los mayores volmenes del espacio que hemos medido, cuyo tamao alcanzaunos cuantos cientos de millones de aos luz, se calcula segn el grado en que losmovimientos de las galaxias se vean afectados por concentraciones locales de masa. Si lamasa del universo estuviese esparcida en forma pareja, cada galaxia se desplazaradirectamente en direccin inversa a nosotros, a una velocidad exactamente proporcional ala distancia. En cierto modo, esto es lo que vemos. No obstante, en regiones "locales", dediez o cien millones de aos luz, la masa csmica se condensa en galaxias y racimos degalaxias. La gravedad "irregular" de dichos grupos de masa tuerce y altera el curso degalaxias cercanas, tal como ocurre, por ejemplo, cuando la bola en una mquina pinball sedesva en distintas direcciones al chocar con los resortes, aun cuando en promedio siga


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cayendo. Una comparacin entre los movimientos "peculiares" de las galaxias y losmovimientos "normales" esperados para un universo completamente uniforme, adems deun conocimiento de los "resortes" que provocan los movimientos irregulares, determina ladensidad promedio de la materia en la regin.

El problema reside en que solamente se puede medir el movimiento total de dichasgalaxias; para saber cunto es propio y cunto es normal, se debe conocer la velocidad deexpansin del universo y la distancia a las galaxias. (Hay que recordar que la velocidadexterior normal corresponde a la proporcin de expansin multiplicada por la distancia.) Sino se conoce la distancia con exactitud, la velocidad normal de expansin tampoco ser

precisa.Existe un mtodo diferente para determinar omega, que implica calcular cmo ha

ido disminuyendo la velocidad de expansin del universo en el tiempo. Se vinculaestrechamente a la medicin tanto de la velocidad de expansin como de la densidadpromedio de la materia, pues la gravedad de esta ltima es la supuesta causa de dichadisminucin. En la prctica, la velocidad de expansin se mide a distancias cada vezmayores, lo cual sondea el universo en pocas cada vez ms antiguas. Fue Edwin Hubblequien en la dcada de 1930 inici estas mediciones;3 en los aos 50 le sigui AllanSandage, de los observatorios del Monte Wilson; desafortunadamente, las medicionesrequieren determinar distancias precisas para objetos muy distantes, o bien encontrar una


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serie de unidades estndar de una luminosidad conocida. As, ellos tambin sufrieron lasdificultades de medir grandes distancias en el cosmos sin contar con unidades luminosasestndar.

A pesar de estas incertidumbres, los cosmlogos estn bastante seguros de que elvalor de omega oscila entre 0,1 y 2,0. Se ha identificado suficiente materia como para queomega no sea inferior a 0,1. En el extremo superior, un omega mayor que 2, unido a lavelocidad actual de expansin, se traducira en una edad del universo inferior a la edad de

la Tierra segn determina el fechado radiactivo.La teora de la gravedad de Einstein, que sustenta el modelo del big bang, presenta

una conexin terica entre la evolucin del universo y su tamao. Segn esta teora, si eluniverso es cerrado, entonces posee un tamao limitado. Uno podra preguntarse qu hayms all de los lmites de un universo que tiene una extensin limitada. La respuesta esque un universo cerrado no posee lmite alguno. Se pliega sobre s mismo, tal como lasuperficie de una esfera se pliega sobre s misma. Si comenzamos a caminar en lnearecta, volveremos al punto de partida. Viajamos alrededor de todo el mundo, cubriendouna distancia finita, pero jams caemos de un borde ni tropezamos con un lmite. En tresdimensiones, esta imagen se resiste a la imaginacin, pero puede expresarse en formamatemtica. Los universos abiertos y planos, por el contrario, poseen un tamao ilimitadoy se extienden de manera infinita en todas direcciones. Existe una diferencia ms entre

los universos cerrados, planos y abiertos. Los universos planos cumplen con la geometraeuclidiana. Por ejemplo, los tres ngulos de un tringulo que se forma al conectar tresgalaxias por medio de lneas rectas suman 180 grados. En los universos cerrados, losngulos del mismo tringulo suman ms de 180 grados; en los universos abiertos, lasuma es inferior a 180 grados. La geometra de los universos cerrados y abiertos, que losmatemticos investigaron por primera vez en el siglo XIX, no es euclidiana.

A menudo la gente se confunde acerca de lo que significa hablar de la expansin deuniversos abiertos o planos, los que ya se extienden infinitamente en el espacio.Expansin significa que la distancia entre dos galaxias cualquiera est aumentando. Alafirmar que el universo hoy se expande a una velocidad tal que en 10 mil millones deaos duplicar su tamao, queremos decir que la distancia entre dos galaxiasextremadamente separadas se duplicar en 10 mil millones de aos. Esta definicin es

aplicable a universos abiertos, planos, o cerrados.La geometra o tamao general del universo no se ha medido en forma directa. Las

cantidades calculadas corresponden a la velocidad de expansin y la densidad promedio.Slo despus de haber combinado estas cantidades con la teora del modelo del big bangy sus matemticas, podemos deducir la geometra y el destino del universo. As pues, noes poco lo que depende de la teora y de sus supuestos bsicos.


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Tambin es importante considerar que, aun si el universo es infinito, slo un

determinado volumen -denominado el universo observable- es visible ante nosotros enalgn momento. Alcanzamos a ver solamente hasta donde la luz puede haber viajadodesde el big bang. Si nos adentramos en el espacio con la mirada, vemos luz que haestado viajando ms tiempo para alcanzarnos y que por lo tanto fue emitida mucho antes.Si observamos la galaxia de Andrmeda, por ejemplo, vemos una luz que se emiti hace 2millones de aos; si observamos el grupo de galaxias de Virgo, vemos una luz que seemiti hace 50 millones de aos. Finalmente, a cierta distancia, la luz que recin ahoranos llega se emiti al momento del big bang. La distancia marca el borde del universoobservable en la actualidad. No podemos ver ms all, porque la luz no ha tenido tiempode viajar hasta aqu tras el big bang. Hoy, el universo observable alcanza a unos 10 mil


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millones de aos luz, es decir, la distancia que la luz puede recorrer en 10 mil millones deaos. En mil millones ms, cuando el universo tenga 11 mil millones de aos, el universoobservable se ampliar a 11 mil millones de aos luz; si los seres humanos an siguenexistiendo, podrn ver a una distancia de 11 mil millones de aos luz. Regiones deluniverso que hoy estn ms all de nuestro horizonte aparecern frente a nosotros.Jams podremos regresar en el tiempo y ver ms atrs del big bang; sin embargo, amedida que pasan los aos logramos ver ms y ms aspectos del universo tal como era

en el momento del big bang. Cada da el universo observable crece un poco ms. Cadada, la luz que emiten objetos un poco ms distantes tiene ms tiempo para alcanzarnuestros telescopios.4

El modelo del big bang no slo relaciona la evolucin del universo con su geometray densidad de masa; tambin describe la larga historia del universo. Imaginemos unapelcula de la evolucin csmica proyectada hacia atrs a partir de hoy. El universo secontrae. Las galaxias se desplazan acercndose cada vez ms, hasta que se convierten eninformes burbujas de gas; a medida que el universo se vuelve ms y ms denso, estasmasas se absorben unas a otras. Las galaxias individuales e incluso las estrellasindividuales pierden su identidad, y la materia del universo comienza a adquirir laapariencia de un gas. Como ocurre al condensarse cualquier tipo de gas, el gas csmico secalienta cada vez ms. Finalmente, a una temperatura de cerca de diez mil (104) gradoscentgrados, el calor es tan intenso que los tomos no logran retener sus electrones y sedesintegran en ncleos atmicos y electrones que vagan libremente. En una etapa mstemprana an, a medida que el big bang se acerca, los mismos ncleos atmicos sedesintegran en protones y neutrones bajo el intenso calor. Ms atrs todava, cuando latemperatura llega a cerca de 1013 grados centgrados, cada protn y neutrn sedesintegra en tres partculas elementales denominadas cuarks. El universo se transformaen una cascada de partculas subatmicas.

El modelo del big bang es cuantitativo;5 especifica la densidad promedio, lavelocidad de expansin y la temperatura del universo en cada punto en el tiempo, dadoslos valores calculados hoy de dichas cantidades. Segn la teora, un segundo despus delbig bang la temperatura del universo era de cerca de diez mil millones (1010) de gradoscentgrados, y su densidad, de unos cien mil (105) gramos por centmetro cbico. En esemomento, el universo se compona de un gas extremadamente caliente, compuesto porpartculas subatmicas que llenaban el espacio de manera uniforme. Para cuando eluniverso tena unos 30 millones de aos -la edad que algunos cientficos considerabanms o menos la del inicio de la formacin de las primeras galaxias-, su temperatura ydensidad haban descendido a cerca de 0 grado centgrado y 10-25 gr/cc, respectivamente.(El cero absoluto es -273 grados centgrados. En la actualidad, la temperatura csmicacalculada es de unos -270 grados centgrados, o tres grados sobre el cero absoluto, y ansigue descendiendo.)

El modelo del big bang, junto con presentar una explicacin para la expansin yedad observadas del universo, ha superado exitosamente otras dos importantes pruebasverificadas por observaciones. Puede explicar por qu el universo est compuesto ms omenos por un 75% de hidrgeno y un 25% de helio (los elementos qumicos mspesados, como el oxgeno y el carbono, constituyen una cantidad nfima de la masa totalen el universo). El modelo del big bang tambin predijo que un tipo especial de ondasradioelctricas, creadas en una etapa del universo muchsimo ms antigua, deban llenarel espacio. El descubrimiento de estas ondas csmicas radioelctricas, denominadasradiacin csmica de fondo, tuvo lugar en 1965, despus de que se las predijera. El xitodel modelo con el helio y las ondas csmicas radioelctricas -el primero, una buenaexplicacin de un fenmeno previamente conocido; el segundo, una prediccin de undescubrimiento futuro- result decisivo no slo para la ciencia, sino para la actitud de loscientficos. La concordancia entre la teora y la observacin en estos dos fenmenosconvenci a muchos cientficos, por primera vez, de que la cosmologa tena algncontacto con la realidad, de que era una ciencia legtima.


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El modelo del big bang sostiene que en alguna poca el universo fue tan calienteque, a excepcin del hidrgeno, el elemento ms liviano, ninguno de los elementosqumicos poda existir. El hidrgeno slo es una partcula subatmica, un protn. Todos losdems elementos resultan de una fusin de dos o ms partculas subatmicas, que nohubieran podido mantenerse unidas bajo el intenso calor del universo recin creado. A laexpansin del universo la acompa su enfriamiento. Cuando la edad del universoalcanzaba slo unos cuantos minutos, su temperatura haba descendido a mil millones de

grados, la temperatura crtica en que las partculas subatmicas pueden comenzar amantenerse unidas mediante las fuerzas de atraccin nuclear que existen entre ellas.Segn los clculos tericos de Fred Hoyle y Roger Tayler, de la Universidad de Cambridge,en 1964, y los de Yakov Zel'dovich, del Instituto para la Investigacin Csmica de Mosc,durante la misma poca (y posteriormente perfeccionados por James Peebles en laUniversidad de Princeton en 1966, y por Robert Wagoner, William Fowler y Fred Hoyle enel Instituto de Tecnologa de California en 1967), la fusin nuclear de unos pocos minutosposteriores al big bang debera haber convertido cerca del 25% de la masa del universoen helio, el segundo elemento ms liviano despus del hidrgeno. En la dcada de 1980,David Schramm y algunos colaboradores en la Universidad de Chicago -dedicados arevisar el trabajo previo de Wagoner, Fowler y Hoyle- calcularon meticulosamente lacantidad esperada de litio que se habra producido en el big bang. El litio es el siguienteelemento qumico ms liviano, y constituye slo un 0,0000001% de la masa observada del

universo. Se piensa que todos los elementos ms pesados que el litio se crearon muchoms tarde, en las reacciones nucleares del centro de las estrellas. Resulta impresionanteque la contabilidad terica de hidrgeno, helio y litio concuerde tan claramente con laenorme abundancia observada de dichos elementos en el espacio.6


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La otra confirmacin experimental importante de la teora del big bang, la radiacincsmica de fondo, fue predicha por Ralph Alpher, George Gamow y Robert Herman en laUniversidad de George Washington en 1948; posteriormente, en 1965, lo hicieron enforma independiente Robert Dicke, James Peebles, P. G. Roll y David Wilkinson, de laUniversidad de Princeton.7 Ambos grupos sostuvieron que un tipo especial de radiacin -denominada radiacin antirradiante- se habra producido en todo el espacio cuando eluniverso tena unos pocos segundos y era ms joven. Esta radiacin surge en cualquier

sistema de partculas subatmicas que choquen entre s a grandes velocidades, comohabra sido el caso en el intenso calor del universo recin creado. En la actualidad tambinse producen pequeas cantidades de radiacin antirradiante, tanto en regiones aisladascomo en estrellas; sin embargo, el universo est ahora demasiado fro como para produciruna radiacin antirradiante que llene todo el espacio. Dicha radiacin puede identificarsefcilmente por su espectro universal de colores, es decir, por la cantidad de energa encada longitud de onda. Existe un solo parmetro que puede caracterizar de manerasingular la radiacin antirradiante: la temperatura de la radiacin. De acuerdo a clculostericos, la radiacin antirradiante debi haberse creado de manera uniforme a travs delespacio en el universo temprano y habra continuado rebotando en partculas subatmicas


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hasta que el universo alcanz una edad de aproximadamente 300 mil aos, cuando loselectrones y los ncleos atmicos se combinaron para formar tomos. Despus, laradiacin habra viajado libremente por el espacio, apareciendo hoy con una longitud deonda dominante, que corresponde a las ondas radioelctricas y con una temperatura dealrededor de tres grados sobre el cero absoluto. En 1965, Roll y Wilkinson, loscolaboradores de Dicke, acababan de construir un aparato para rastrear sus pronosticadasondas csmicas radioelctricas cuando, por casualidad, Arno Penzias y Robert Wilson

descubrieron la radiacin en el Laboratorio Bell de Nueva Jersey. Por su descubrimiento,Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobel en 1978.8 Hasta la fecha, las mediciones msprecisas de la radiacin csmica de fondo provienen del Explorador de Fondo Csmico, unsatlite lanzado a fines de 1989 y que ha confirmado que el espectro de la radiacincsmica de fondo es extraordinariamente cercano al que predijo el modelo del big bang.


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El descubrimiento de la radiacin csmica del ruido de fondo en 1965 brind unfuerte apoyo a la idea de que el universo fue muchsimo ms caliente en el pasado.Igualmente importante es la radiacin csmica observada, que parece confirmar lahiptesis de una homogeneidad en gran escala del universo. La radiacin posee la mismaintensidad desde todas las direcciones en el espacio, es decir, es isotrpica. Si suponemosque no ocupamos un lugar inusual en el universo, entonces podemos deducir que laradiacin csmica de fondo es isotrpica en cualquier punto del universo. Esto significaque el universo era muy homogneo la ltima vez que la radiacin choc con la materia,unos 300 mil aos despus del big bang. Si en el universo hubiera habido irregularidadeso una temperatura no uniforme en dicha poca, la radiacin csmica se habra dispersadode estas acumulaciones en intensidades y direcciones irregulares y hoy no parecera tanuniforme. Como ha estado viajando desde que el universo tena slo 300 mil aos, laradiacin csmica que hoy detectamos ha viajado mucho ms all de la distancia a lasgalaxias visibles, lo que revela mucho acerca de la uniformidad del universo en una escalamayor.

La confirmacin prctica de la homogeneidad en gran escala del universo es vitalpara el modelo estndar del big bang, y quizs para todos los modelos cosmolgicostratables. Ya en 1933 el cosmlogo britnico Edward Arthur Milne sugiri que el supuestode una homogeneidad en gran escala podra ser lgicamente necesario para cualquiermodelo cosmolgico.9 Milne dio a esta suposicin el nombre de principio cosmolgico, elque desde entonces se convirti en el punto de partida de gran parte del trabajo tericoen cosmologa, y hasta ahora ha demostrado ser una simplificacin necesaria pararesolver las difciles ecuaciones de este tpico. Si las observaciones futuras ponen en dudala suposicin de una homogeneidad en gran escala, las caractersticas generales delmodelo del big bang todava podran ser correctas, pero sin duda los detalles no lo seran.

Por qu los cientficos no asumieron inmediatamente las predicciones originales deAlpher, Gamow y Herman? (De hecho, Dicke no conoca tales predicciones y lleg a susconclusiones en forma por completo independiente.) Pueden existir varias razones.10 Sepensaba que las ondas csmicas radioelctricas pronosticadas no podan detectarse conlos instrumentos de que se dispona en la dcada de 1950. Adems, como recuerdanAlpher y Herman, "algunos cientficos tenan una predileccin filosfica por un universo de


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estado continuo".11 En dicho universo, la temperatura siempre sera la misma, jams lobastante alta como para producir una radiacin antirradiante. Finalmente, en las dcadasde 1940 y 1950, la mayora de los cientficos consideraba que la cosmologa era un asuntodemasiado especulativo como para considerarlo con seriedad. En la prctica no existacontacto alguno entre la teora y el experimento


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C A P T U L O C I N C O

Otros modelos cosmolgicos

ichard Tolman, del Instituto de Tecnologa de California, fue el primero que analiza fondo una variacin del modelo del big bang, el modelo del universo oscilante, acomienzos de la dcada de 1930. Un universo oscilante es cerrado, pero no se

pierde despus de colapsar, sino que inicia una nueva dilatacin; el proceso de expansiny contraccin se repite y pasa por numerosos ciclos. Si nuestro universo fuese oscilante,podra ser muchsimo ms antiguo que su edad calculada en 10 mil millones de aos,clculo que slo mide el tiempo transcurrido desde el inicio del ltimo ciclo de expansin.

Este modelo presenta una dificultad evidente de acuerdo a la segunda ley de la

termodinmica, una ley fundamental de la fsica que obliga a cualquier sistema aislado aadquirir un grado de desorganizacin cada vez mayor, hasta alcanzar un estado demximo desorden. Despus de numerosos ciclos, se esperara que un universo oscilantefuese mucho ms catico que el universo que observamos. Tolman conoca este problema,pero sostena que una definicin de "estado de mximo desorden" sera casi imposible deaplicar al universo como un todo; la objecin qued en la incertidumbre. Tolman lleg a laconclusin de que "sera sensato no volver a afirmar que los principios de latermodinmica exigen necesariamente un universo creado en un tiempo finito en elpasado y cuyo destino es la inactividad y la muerte".1 Aun hoy los fsicos siguen dudandosi la segunda ley de la termodinmica podra descartar tericamente un universooscilante, o si se aplica al universo como un todo.

El auge del modelo del universo oscilante ocurri entre fines de los aos 50 y

comienzos de los 60. De hecho, su preferencia por un universo oscilante llev a RobertDicke a predecir la existencia de la radiacin csmica de fondo. Dicke y sus colaboradorescomenzaban su clsico artculo en el Astrophysical Journal en 1965 afirmando que ununiverso oscilante, con su existencia eterna, "nos libera de la necesidad de comprender elorigen de la materia en cualquier punto finito en el pasado".2 Tomando este modelo comohiptesis de trabajo, Dicke argument que si nuestro universo realmente ha atravesadonumerosos ciclos de expansin y contraccin, su temperatura tendra que llegar por lomenos a 10 mil millones de grados al alcanzar cada punto de contraccin mxima, con elfin de desintegrar todos los elementos pesados creados en las estrellas durante el cicloprevio y reconvertir la materia del universo a hidrgeno puro. De lo contrario, lasreacciones nucleares en las estrellas ya habran transformado gran parte de la materia deluniverso en elementos pesados, lo que contradice las observaciones. Dicke afirmentonces que, a una temperatura de 10 mil millones de grados, las reacciones de las

partculas subatmicas seran lo bastante rpidas como para producir una radiacinantirradiante. (En realidad, la produccin de esta radiacin no exige la oscilacin deluniverso; simplemente precisa que la temperatura csmica alguna vez haya sidosuficientemente alta.)

En la dcada de 1960, ms all de su posible violacin de la segunda ley de latermodinmica, el modelo del universo oscilante cay en desgracia cuando el trabajoterico de Roger Penrose y Stephen Hawking, ambos en la Universidad de Cambridge enese momento, prob que no exista ningn mecanismo plausible capaz de produciroscilaciones. En trminos especficos, Penrose y Hawking demostraron que el universodeba haberse originado a una densidad muchsimo mayor de la que se haba contemplado

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y propuesto para el "rebote" de cada ciclo de un universo oscilante. En realidad, el trabajode Penrose y Hawking no elimin los universos oscilantes; simplemente suprimi todos losmodelos existentes de universos oscilantes, anulando de este modo la justificacincientfica para creer en ellos.

En 1948, un grupo de inquietos y jvenes astrofsicos tericos de la Universidad deCambridge, insatisfechos con el modelo del big bang en cualquiera de sus formas y enbusca de otras posibilidades, elaboraron el modelo del estado continuo. Este modelo

cosmolgico, concebido por Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle, no eraprecisamente una variacin del modelo del big bang. Propona que el universo en realidadno cambia con el paso del tiempo; por ejemplo, la densidad promedio de la materia no sealtera con el tiempo, y la temperatura tampoco. Filosficamente, el modelo del estadocontinuo de Bondi, Gold y Hoyle signific un redescubrimiento del universo esttico deAristteles, al que se le aada una rigurosa formulacin matemtica y el conocimiento dela fsica del siglo XX. El modelo del estado continuo se reconcilia con las observaciones deHubble sobre el movimiento centrfugo de las galaxias, postulando que, constantemente,se crean en todo el espacio materia y galaxias nuevas, que compensan la separacin delas galaxias individuales y permiten que el promedio de galaxias por unidad de volumende espacio permanezca constante. De este modo el universo mantiene un estadocontinuo.3

Bondi, Gold y Hoyle mencionan en sus documentos de 1948 varias razones que losllevaron a proponer este modelo. Por una parte, expresan su insatisfaccin, por cuanto elmodelo del big bang obliga a los fsicos a aplicar a un lejano punto en el pasado las leyesde la fsica tal como hoy se las observa, cuando las condiciones del universo pueden habersido totalmente distintas. En el modelo del big bang no existe forma de saber con certezasi las leyes de aquel entonces eran las mismas que consideramos hoy, pero todos losclculos as lo suponen. Por otra parte, sealan estos cientficos, un universo de estado


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continuo resulta "forzoso, pues slo en un universo de esas caractersticas existe algunabase para suponer que las leyes de la fsica son constantes". En el modelo del estadocontinuo, el universo de ayer era igual al universo de hoy. Una segunda motivacin parael modelo del estado continuo era ms cuantitativa: la velocidad de expansin deluniverso, calculada mediante las tcnicas relativamente dudosas de que se dispona en ladcada de 1940, tradujo su edad estimada en slo 2 mil millones de aos, lo que erainferior a la edad geolgica de la Tierra. Algunos lo consideraron un problema para el

modelo del big bang. El modelo del estado continuo tambin result atractivo paramuchos cientficos, puesto que, al igual que el modelo del universo oscilante, eliminaba lanecesidad de confrontar el nacimiento del universo y todas las incertidumbres y aspectosincalculables de dicho comienzo. En el modelo del estado continuo el universo no tieneprincipio ni fin. No es necesario especificar ni aceptar las condiciones iniciales. Asimismo,algunos fsicos y astrnomos pensaban que el rango de posibilidades en un universo deesas caractersticas sera muchsimo ms limitado que en el modelo del big bang y, porende, ms fcil de calcular. Esta era otra de las ventajas del modelo del estado continuo.La mayora de los fsicos prefieren las teoras que permiten una consideracin y un clculocompletos. El modelo del estado continuo fue muy popular en los aos 50 y a principios delos 60; se consider el principal competidor del modelo del big bang y de su variacin, elmodelo del universo oscilante.

Hoy, la mayora de los cosmlogos ha descartado el modelo del estado continuo.Adems de la falta de pruebas que demuestren la creacin continua de masa a partir de lanada, y de la carencia de una explicacin de cmo puede ocurrir dicho proceso, eldescubrimiento de la radiacin csmica de fondo y otras observaciones que sugieren queel universo fue muy distinto en el pasado, han refutado el modelo. Por ejemplo, laubicacin de ciertos objetos astronmicos denominados cusares (de quasars, quasi-stellar radio sources: "fuentes de radio cuasiestelares") sugiere enfticamente que eluniverso ha cambiado con el paso del tiempo. Maarten Schmidt, del Instituto deTecnologa de California, descubri en 1963 estas diminutas fuentes de energatremendamente luminosas y distantes.4 Un cuasar tpico se encuentra a una distancia de 2a 10 mil millones de aos luz y posee la luminosidad de cien galaxias. En 1965, MartinRees y Dennis Sciama, de la Universidad de Cambridge, analizaron los datos de loscusares conocidos hasta ese momento, y descubrieron que su nmero por volumen de

espacio aumentaba proporcionalmente a su distancia de la Va Lctea.5 Puesto que mirar alo lejos grandes distancias es lo mismo que mirar hacia atrs en el tiempo, aquellosignificaba que hubo ms cuasares en el pasado. Rees, Sciama y otros interpretaron susresultados como contradictorios con la teora del estado continuo, que exige que eluniverso no cambie de una poca en otra y, por ende, que no pueda alterar su nmero decuasares ni de galaxias ni de ninguna otra cosa.

Huelga decir que tanto el modelo del universo oscilante como el modelo del estadocontinuo involucran perspectivas acerca del mundo que son radicalmente diferentes a lasdel modelo "nico" del big bang. En los dos modelos anteriores el universo no tieneprincipio. Como veremos en el Captulo 10, algunos modelos cosmolgicos muy recienteshan incorporado la misma idea


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C A P T U L O S E I S

Dificultades con el modelo del big bang

pesar de sus xitos, el modelo del big bang ha enfrentado una serie dedificultades. Irnicamente, uno de los aspectos ms desconcertantes es por qu eluniverso se ve tan uniforme en gran escala. En particular, la radiacin csmica de

fondo que captamos es notablemente uniforme en todas direcciones, con una variacin deintensidad de menos de una parte en diez mil en distintas regiones del cielo. Lahomogeneidad que se observa en esta radiacin indica que la ltima vez que choc con elgas material del universo, unos 300 mil aos despus del big bang, el gas tena unadensidad y una temperatura casi parejas. Aunque el modelo del big bang supone dichauniformidad, todava falta explicarla, o por lo menos hacerla plausible.

Existen dos explicaciones posibles. O el universo comenz con un alto grado dehomogeneidad, o bien cualquier heterogeneidad inicial acab por diluirse, tal como ocurreen una baera cuando el agua fra y el agua caliente alcanzan una misma temperatura porintercambio trmico. No obstante, el intercambio de calor toma tiempo. Las regiones delespacio que produjeron la radiacin csmica, cuando el universo tena 300 mil aos, seencontraban entonces separadas por unos 50 millones de aos luz, esto es, demasiadolejos para haber alcanzado a intercambiar calor y homogenizarse desde el big bang. Porconsiguiente, esta segunda explicacin no sirve para el modelo del big bang. En cuanto ala primera, algunos cientficos la hallan poco satisfactoria porque parece evadir elproblema, relegndolo a procesos desconocidos y actualmente incalculables, cualquierasea su naturaleza, que habran determinado las condiciones iniciales del universo. Msan, para muchos cientficos resulta poco probable que el universo se haya creado en

forma tan homognea. Como mnimo, las fluctuaciones en la materia y la energa que seproducen a partir de los procesos cunticos (los veremos ms adelante) con todaseguridad habran producido desigualdad e irregularidad en la primera etapa del universo.

La compleja explicacin de la uniformidad en gran escala del universo se hadenominado el problema del horizonte. Podemos imaginar cada punto en el espaciorodeado por un volumen esfrico que podra haberse homogenizado con el punto centraldesde el big bang. El borde exterior de aquella esfera se denomina horizonte del puntocentral. Cada punto posee su propia esfera de homogenizacin y su propio horizonte.

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Como el intercambio de calor, o cualquier otro proceso homogenizador, no puededesplazarse a una velocidad mayor que la de la luz, en nin

alan lightman - luz antigua

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