La Historia Del Universo

Cosmología: la historia del Universo

I. Un siglo de Cosmología.

Eduard Salvador Solé y Alberto Manrique Oliva – Universitat de Barcelona

La historia de la cosmología moderna arranca a principios del siglo XX. Por aquella época se debatía sobre la posibilidad de que nuestra Galaxia, la Vía Láctea, contuviera todas las estrellas presentes en el Universo y que, fuera de ella, tan sólo hubiera un gran vacío cósmico (el Gran Debate). Hacia los años 30, el astrónomo americano Edwin Hubble (1899-1953) sentó las bases empíricas de la cosmología actual al descubrir que algunas nebulosas, como Andrómeda, no eran nubes de gas situadas entre las estrellas, sino otros sistemas estelares parecidos a la Vía Láctea, externos a la misma. Al intentar determinar la distancia a esos objetos, que pasaron a llamarse galaxias, Hubble realizó al poco tiempo otro notable descubrimiento: el espectro de la luz procedente de las galaxias estaba tanto más corrido hacia el rojo cuanto menor era su luminosidad aparente (Ley de Hubble). Interpretando dicho corrimiento al rojo como debido al efecto Doppler, eso indicaba que las galaxias se alejaban de la Vía Láctea a una velocidad proporcional a su distancia.

Con esos dos descubrimientos nuestra concepción del Universo sufría una revolución semejante a la producida en el siglo XVI con Copérnico. El Universo pasaba a estar lleno de galaxias distribuidas uniformemente hasta los confines del espacio y alejándose las unas de las otras como si el Universo estuviera expandiéndose a idéntico ritmo en todas partes. Evidentemente las galaxias no dejaban de atraerse las unas a las otras por efecto de la gravedad, por lo que dicha expansión debía ir frenándose lentamente con el paso del tiempo (ver apartado II).

Para determinar la posible evolución del Universo se requería pues una teoría gravitatoria. Por desgracia la teoría de la Gravitación Universal de Newton era insuficiente, pero pocos años antes Albert Einstein (1879-1955) había desarrollado una nueva teoría, la Relatividad General (RG) que sí permitía ese estudio (ver apdo. II).

El primer modelo cosmológico desarrollado por Einstein antes de que Hubble descubriera las galaxias y su movimiento de recesión, suponía que el Universo era estático. Para que esto fuera posible Einstein había tenido que incluir la llamada constante cosmológica en sus ecuaciones de la RG a fin de que hubiera una fuerza repulsiva de origen geométrico capaz de compensar la atracción debida al contenido en masa y energía del Universo. Cuando más tarde quedó claro que el universo no era estático, Einstein se apresuró a borrar la famosa constante cosmológica de todas sus ecuaciones sin sospechar que con el tiempo volvería a ser necesaria (ver apdos. II y IV).

Los primeros modelos de un Universo homogéneo en evolución utilizando la RG sin constante cosmológica se deben al matemático y meteorólogo ruso Alexander Friedman (1888-1925) quien desgraciadamente murió al poco tiempo de proponerlos. Estos modelos fueron retomados tras unos años por el clérigo belga George Lemaître (1894-1966) quien se interesó en las posibles consecuencias de una fase temprana en la historia del Universo en la que la densidad cósmica habría sido comparable a la de los núcleos atómicos (modelo del átomo primitivo). Según este modelo el Universo tendría una edad finita y habría estado expandiéndose desde un instante inicial de densidad infinita. Precisamente la idea de que el Universo tuviera un inicio en el tiempo no gustaba a la mayoría de los científicos coetáneos a Lemaître que preferían la idea de un Universo eterno e inmutable, sin lugar para una posible Creación. Por este motivo, el modelo cosmológico preferido por aquel tiempo era otro, el llamado modelo estacionario propuesto por el astrónomo británico Fred Hoyle (1915-2003) y colaboradores, según el cual el universo se expandía conforme a la Ley de Hubble pero nada cambiaba debido a que la disminución en la densidad cósmica debida a dicha expansión era compensada por una creación continua de materia.

Pero no todos los científicos ignoraban el modelo de Friedman-Lemaître, conocido con el irónico nombre de modelo del Big Bang (la Gran Explosión) debido a Hoyle. Así, el físico nuclear ruso-americano George Gamow (1904-1968) lo utilizó, allá por los años 50, para explorar la idea de que los distintos isótopos presentes hoy día en el Universo se hubieran formado en la fase de alta densidad que, según ese modelo, habría tenido lugar en los albores del Universo. Según los cálculos de Gamow y colaboradores, tan sólo los isótopos más ligeros podían haberse formado de esa guisa (ver apdo. III). De esos cálculos también se desprendía que, de ser ése el origen de los elementos ligeros, hoy día debería existir una radiación cósmica de fondo, reliquia del Universo primitivo, a unos pocos grados Kelvin que llenaría todo el universo por igual (ver apdo. III). Dificultades técnicas del momento impedían comprobar esa predicción. Por otro lado, esa teoría no resolvía el problema de fondo por cuanto no daba cuenta de los isótopos más pesados. Por todo ello la teoría de Gamow pasó inicialmente inadvertida. Sin embargo, los avances en astrofísica nuclear fueron mostrando poco a poco que los isótopos más pesados se formaban en el interior de las estrellas mientras que, para los ligeros, no había otra explicación que la propuesta por Gamow.

A principios de los años 60, un grupo de físicos teóricos y astrofísicos de la Universidad de Princeton, viendo que ya era factible detectar la radiación de fondo predicha por Gamow, se pusieron manos a la obra. Pero justo cuando se aprestaban a hacerlo, dos ingenieros de Bell Laboratory, Arno Penzias y Robert Wilson, intentando poner a punto una radioantena con fines de comunicación, dieron por casualidad con ella. Era el año 1965. Este notable descubrimiento dio el espaldarazo definitivo al modelo del Big Bang.

II. El modelo del Big Bang

Alberto Manrique Oliva y Eduard Salvador Solé – Universitat de Barcelona

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