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Modelo de Universo vigente

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Preceptos básicos del modelo actual del universo[1]

 

a) Las leyes físicas aducidas en la Tierra son válidas en todo el universo observable. Y es también una buena cosa. Sería mucho más difícil hacer física si, por ejemplo, cada galaxia tuviera su propia física. Afortunadamente, los científicos descubren que estrellas situadas a millones de años-luz de distancia de la Tierra están hechas de átomos idénticos a los que hay aquí en casa, aunque, por supuesto, uno encuentra, en chorros de plasma, agujeros negros y otros objetos exóticos similares, ramificaciones de la física mucho más extremas que las que pueden ser reproducidas aquí en casa.

b) El universo está en expansión. La teoría de la relatividad general de Einstein predecía que el espacio cósmico debería estar o en expansión o en contracción. La evidencia de que está en expansión se encontró luego, en el desplazamiento hacia el rojo de la luz procedente de las galaxias. La única explicación disponible y totalmente consistente de este fenómeno es que se trata de un desplazamiento Doppler, es decir, un desplazamiento debido a la recesión de las galaxias respecto a nuestra galaxia y, en general, de unas respecto a otras. El ritmo de expansión no se conoce todavía exactamente, pero es probable que el valor correcto resulte estar dentro un margen de un 20 por 100 respecto a las estimaciones actuales. Lo que significa el ritmo de expansión en términos de la edad del universo depende del modelo geométrico de universo que uno adopte, pero en primera aproximación el ritmo de expansión sugiere para el universo una edad de aproximadamente 15.000 millones de años. Esto encaja bien con lo que los astrofísicos estiman que son las edades de las estrellas más viejas existentes, unos 14.000 millones de años. Hay, sin embargo, algunas observaciones recientes que proporcionan una edad menor para el universo. Si estos últimos datos se mantienen, la cosmología se enfrentará a una crisis cronológica.

c) El universo es isótropo y homogéneo. Isótropo significa que tiene el mismo aspecto en todas direcciones. Si usted está nadando en alta mar, la vista que se le ofrece es isótropa: el mar parece igual en todas direcciones, de modo que usted no puede decir a partir de esta vista hacia dónde está mirando. Si usted está nadando cerca de la costa, de modo que ve tierra a un lado y mar al otro, su visión es anisótropa. Observacionalmente el universo parece ser isótropo, con galaxias y cúmulos y supercúmulos de galaxias que se encuentran en igual número en todas las partes del cielo excepto allí donde las nubes de polvo y gas de nuestra propia galaxia nos impiden la visión del espacio que hay más allá. Por homogéneo, los astrónomos entienden que, aunque la materia está agrupada localmente en planetas, estrellas y galaxias, y aunque las galaxias están agrupadas a su vez, su distribución es uniforme en escalas muy grandes. Si usted cribase una región aleatoria de espacio del tamaño de una estrella o una galaxia, obtendría resultados no homogéneos, pescando a veces estrellas o planetas o nebulosas, y más a menudo sacando sólo espacio vacío. Pero si usted utilizase una criba suficientemente grande -una que midiese, digamos, mil millones de años-luz de diámetro- obtendría la misma mezcla de galaxias y espacio en cualquier lugar donde tornase su muestra. En los años ochenta se descubrió que los cúmulos de galaxias se organizan en burbujas gigantes que miden aproximadamente 300 millones de años-luz de diámetro. Esto es casi el 3 por 100 del radio del universo observable. La existencia de otro nivel de jerarquía mayor podría incluso poner en cuestión la hipótesis de que el universo es homogéneo, pero una investigación preliminar indica que las burbujas representan en realidad el nivel superior de estructura, de modo que, a una escala de miles de millones de años- luz, la materia está distribuida de forma homogénea.

d) La relatividad general describe de forma precisa el comportamiento de la gravitación en el universo actual. La teoría de Einstein describe la gravitación como una curvatura del espacio en presencia de materia. Utilizando la teoría, es posible entonces modelizar la forma global del espacio cósmico si se conoce la densidad de materia cósmica: cuanta más materia hay, más fuertemente curvado está el espacio. Por conveniencia, los cosmólogos describen la densidad de materia mediante una sola cantidad, omega. Si omega es mayor que uno, lo que significa que el universo es relativamente denso, la fuerza gravitatoria acumulado de todas las galaxias llegará a detener finalmente la expansión cósmica y el universo está destinado a colapsar. Un universo con este tipo de curvatura se denomina cerrado y es análogo a una esfera. Si omega es menor que uno, el universo está abierto, y continuará expandiéndose para siempre. Si omega es igual a uno -un estado conocido como densidad crítica-, el universo seguirá expandiéndose, pero a un ritmo cada vez más lento que se aproximará continuamente pero nunca llegará al reposo. Un universo semejante se denomina plano. Los modelos relativistas del universo están basados en un espacio-tiempo continuo tetradimensional. Los términos cerrado, abierto y plano se refieren por analogía a las formas geométricas esférica, hiperbólica y plana en tres dimensiones.

Uno puede intentar medir la densidad de materia cósmica de dos maneras: directamente, tomando un censo de toda la materia vista y no vista en el cielo, u observando en qué medida se está frenando la expansión cósmica como resultado de la gravedad ejercida por unas galaxias sobre otras. Los científicos están trabajando en ambos frentes, con resultados que aún no son concluyentes pero que indican que la densidad está próxima a la crítica, lo que significa que el universo, hasta donde podernos observarlo, es plano o está muy cerca de serio. Esto resulta enigmático: si la densidad de materia cósmica fue seleccionada por azar, no hay más razón para esperar que dé lugar a omega = 1 que para esperar que la pértiga de un saltador permanezca quieta, apoyada en su punta, durante siglos una vez que ha terminado el salto. Una explicación posible la proporciona la hipótesis inflacionaria (sobre la cual se hablará más adelante).

e) Otra premisa del modelo estándar es que el universo primitivo estaba en un estado de alta densidad y alta energía. Este es el modelo del big bang «caliente». Describirlo requiere que definamos algunos términos. La teoría del big bang sostiene que el universo empezó en una singularidad: un estado de curvatura infinita del espacio-tiempo. En una singularidad todos los lugares e instantes son iguales. En consecuencia, el big bang no tuvo lugar en un espacio preexistente; todo el espacio fue tejido en el big hang. Ni tampoco sucedió el big bang en un lugar remoto: sucedió exactamente donde usted está, y en cualquier otra parte. Todos los lugares que existen hoy eran originalmente el mismo lugar. Ni tampoco hubo una explosión, como consideramos normalmente las explosiones, puesto que las cosas no salieron disparadas al espacio sino que permanecieron donde estaban, mientras que era el espacio circundante el que se expandía. Algunos cosmólogos utilizan el término «big bang» para referirse a la singularidad inicial, y «universo primitivo» para el festival «caliente» de física de altas energías que siguió. Otros utilizan el término «big bang» de forma más amplia, para referirse también al universo caliente a medida que evolucionó durante los primeros segundos y minutos de tiempo. (En este libro adoptaremos el uso más amplio.) Puesto que los físicos comprenden bastante bien las reacciones termonucleares, pueden calcular con cierta confianza lo que sucedió en el universo primitivo. Sus cálculos predicen, entre otras cosas, que los fotones liberados a medida que el material primordial se hacía más tenue y más claro deberían ser hoy detestables como fondo cósmico de microondas. Esta predicción ha sido confirmada observacionalmente.

f) El universo está en evolución. Otra predicción importante que proporciona la física nuclear es que los elementos ligeros hidrógeno, helio y litio fueron fabricados en el universo primitivo, mientras que los elementos más pesados se formaron más tarde, en las estrellas. Esto significa, como dice un observador, que la tabla periódica es una filogenia: un registro del desarrollo evolutivo. Si, como sospechan muchos teóricos, las constantes de la naturaleza se decidieron mediante «transiciones de fase» aleatorias que tuvieron lugar en los primeros instantes de tiempo, entonces las leyes de la naturaleza son también evidencia de sucesos históricos. La evolución es creadora: en un universo en evolución, ningún suceso podría ser predicho incluso si conociéramos el estado exacto del universo primitivo. La cosmología es una historia en curso.

No tan bien establecida, pero de gran interés actual en cosmología, es la hipótesis de que el universo muy primitivo pudo haber experimentado un período de expansión extraordinariamente rápida: un suceso denominado inflación. Aunque la supuesta «época inflacionaria» duró sólo una fracción de segundo, habría hecho el universo mucho más grande que el universo observable, la parte del universo que podemos ver en el momento actual. Como resultado, el espacio local parecería ser plano independientemente de su curvatura, igual que la Tierra parece plana desde su superficie.


[1] Tomado de Ferris, Timothy, Informe sobre el universo, Crítica, Barcelona, 1998

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