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L a G r
a n E n c ic l o p e d i a I l u s t
r a d a d e l P r o y e c t o S a l
ó n H o g a r |
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U n i v e r s o
Definición
y teorías
¨(Del lat. universus);
adj. de dos terminaciones.
1. Universal: era
creencia universa por aquel entonces que, en el confín de
los océanos, terribles monstruos esperaban a los navegantes
despistados.
2. (sust. m.) Mundo, conjunto de todas las cosas creadas:
los antiguos pensaban que la tierra era el centro del
universo.
3. (sust. m.) [Uso figurado] La Tierra en su totalidad:
estaba dispuesto a recorrer el universo en busca de la
mujer de su vida.
4. (sust. m.) [Por extensión] Conjunto de todos
los hombres: el universo fue testigo aquella noche del
primer paso de un hombre sobre la Luna.
5. (sust. m.) [Uso figurado] Conjunto de individuos o
elementos sometidos a estudio estadístico: la encuesta se ha
realizado sobre un universo de tres mil individuos.
6. (sust. m.) [Uso figurado] Ámbito, entorno: los
organismos unicelulares se mueven en un universo muy
reducido.
Sinónimos
Mundo, cosmos, Tierra, ámbito, macrocosmos, orbe, totalidad,
creación, humanidad, entorno.
Los babilónicos contemplaron el
cielo con admiración y convencidos de su influencia en la vida
humana. Pronto advirtieron la diferencia entre las simples
estrellas (que creyeron fijas) y los astros en movimiento
visibles a simple vista, como la Luna, el Sol, Venus, Marte,
Júpiter y Saturno. Agruparon las constelaciones a las que
impusieron nombres: Géminis, Cáncer, etc.
La periodicidad en la sucesión
de las fases de la Luna condujo a la institución del mes lunar;
la regularidad en la salida y la puesta del Sol, así como su
trayectoria de levante a poniente, desembocó en la noción del
día solar y condujo al establecimiento de un horario. La
observación de los movimientos solares con relación a las
estrellas fijas reveló que el Sol recorre las doce
constelaciones del Zodíaco (se dividió la esfera celeste en doce
sectores de 30º cada uno) en un largo lapso de tiempo, con lo
que se obtuvo la noción de año y la distribución de éste en doce
meses. De estas observaciones derivan las actuales divisiones
sexagesimales de los ángulos y el tiempo.
Pitágoras
(570-480 a.C.) y sus discípulos relacionaron los movimientos de
los astros entre sí e idearon un cosmos de forma esférica, cuyo
centro ocupaba un cuerpo ígneo y a su alrededor giraban la
Tierra, la Luna, el Sol y los cinco planetas conocidos; la
esfera terminaba en el cielo de las esferas fijas: Para
completar el número de diez (que consideraban sagrado)
imaginaron un décimo cuerpo, la Anti-Tierra.
Los cuerpos en movimiento
describían, según ellos, órbitas circulares, que guardaban
proporciones definidas en sus distancias. Cada movimiento
producía un sonido particular y todos juntos originaban la
música de las esferas.
También descubrieron que la
Tierra, además del movimiento de rotación, tiene un movimiento
de traslación alrededor del Sol, sin embargo esta idea no logró
prosperar en el mundo antiguo, tenazmente aferrado a la idea de
que la Tierra era el centro del Universo.
Platón
(427-347 a.C.) postuló la perfección de los cielos y el
movimiento de los planetas en círculos perfectos.
Eudoxio
(408-355 a.C.) y su discípulo Calipo
(330 a.C.) propusieron la teoría de las esferas homocéntricas,
una teoría capaz de explicar la cinemática del sistema solar. La
teoría partía del hecho de que los planetas giraban en esferas
perfectas, con los polos situados en otra esfera que a su vez
tenía sus polos en otra esfera. Cada esfera giraba regularmente,
pero la combinación de las velocidades y la inclinación de una
esfera en relación a la siguiente daba como resultado un
movimiento del planeta irregular, tal como se observa. Para
explicar los movimientos necesitaba 24 esferas. Calipo mejoró
sus cálculos con 34 esferas.
Aristóteles
(384-322 a.de C.) presentó un modelo con 54 esferas, pero las
consideraba con existencia real propia, no como elementos de
cálculo como sus predecesores.
Hiparco
(190-120 A.de C.) redujo el número de esferas a siete, una por
cada planeta, y propuso la teoría geocéntrica, según la cual la
Tierra se encontraba en el centro, mientras que los planetas, el
Sol y la Luna giraban a su alrededor. Como con círculos no se
pueden explicar los complicados movimientos de los planetas,
desarrolló un modelo similar al actual para explicar el
movimiento de la Luna, es decir, cada planeta describe con
movimiento uniforme una circunferencia alrededor de un punto, el
cual a su vez, se mueve sobre una circunferencia mayor con
centro en la tierra.
Claudio Ptolomeo
(85-165 a.de C.) adoptó y desarrolló el sistema de Hiparco. El
número de movimientos periódicos conocidos en aquel momento era
ya enorme: hacían falta unos ochenta círculos para explicar los
movimientos aparentes de los cielos. El propio Ptolomeo llegó a
la conclusión de que tal sistema no podía tener realidad física,
considerándolo una conveniencia matemática.
Copérnico
(1473-1543) rechazó el universo geocéntrico y propuso la teoría
heliocéntrica, con el Sol en el centro del sistema Solar y la
Tierra, al igual que el resto de los planetas, girando en torno
a él. Seguía utilizando circunferencias y simplificaba los
cálculos de las anteriores teorías. Se publicó un año antes de
su muerte por miedo a la reacción de la iglesia al colocar al
hombre en un lugar tan insignificante.
Thomas Digges
en 1576 introdujo la idea de un universo infinito. En la portada
de su libro mostraba un sistema solar copernicano, pero las
estrellas no estaban dispuestas en una esfera estacionaria, sino
dispersas en el espacio (las distancias entre ellas y el Sol
eran variables).
Tycho Brahe
(1546-1601) pasó su vida recopilando datos referentes al
movimiento de los planetas en el mayor laboratorio astronómico
de aquel tiempo construido por Federico II, rey de Dinamarca.
Sus medidas eran de una precisión extraordinaria a pesar de no
contar con la ayuda del telescopio. Brahe descubrió la hoy
conocida estrella de Tycho, una supernova que acababa con el
concepto griego de la inmutabilidad de los cielos; descubrió que
los cometas describían una órbita mas alargada que circular.
Construyó un modelo erróneo del universo en el que el Sol y la
Luna giraban alrededor de la Tierra, en tanto que los demás
planetas lo hacían alrededor del Sol.
Johannes Kepler
(1571-1630) fue ayudante de Brahe y utilizó sus datos, junto con
la teoría de Copérnico, para enunciar las leyes que llevan su
nombre y que describen cinemáticamente el movimiento de los
planetas:
1ª. Los planetas describen
órbitas elípticas, y el Sol está en uno de los Focos (Ley de las
órbitas). Se termina así con las órbitas circulares, la más
antigua premisa que hasta el momento unía al sistema copernicano
con el modelo griego.
2ª. El vector de posición (línea que une) de cualquier planeta
con respecto al Sol barre áreas iguales en tiempos iguales. (Ley
de las áreas).
3ª. Los cuadrados de los períodos de revolución son
proporcionales a los cubos de las distancias promedio de los
planetas al Sol (Ley de los periodos).
Galileo Galilei
(1564-1643), al mismo tiempo que Kepler desarrollaba sus leyes,
estudió los astros con telescopio. Descubrió los cráteres y
montañas de la Luna, los cuatro grandes satélites de Júpiter y
defendió el sistema copernicano; sin embargo, abjuró de ellos a
los setenta años por no sufrir la tortura de la inquisición,
como lo hizo Giordano Bruno
en 1600, quemado vivo por defender que el universo era infinito.
Jean Picard
(1620-1682), director del Observatorio de París, precisó la
medida de la circunferencia terrestre.
Giovanni Domenico Cassinni
(1625-1712) determinó los períodos de rotación de los planetas,
así como sus distancias.
John Flamsteed
(1646-1719), astrónomo del observatorio de Greenwich, usó
anteojos con cruz filiar para situar las estrellas. Implantó un
sistema para numerarlas, y dio los nombres de las constelaciones
que actualmente se sigue usando.
James Bradley
(1692-1762), tercer astrónomo real de Greenwich, obtuvo la
primera prueba de que la Tierra se mueve alrededor del Sol;
cuando la luz de una estrella entra por un anteojo, que es
arrastrado por la Tierra en su movimiento de traslación, la luz
es ligeramente desplazada, debido al movimiento.
Newton
dedujo la ley de la gravitación universal basándose en
las leyes de Kepler y en la ley de la fuerza centrípeta,
introducida por Huygens en 1659.
Indica esta ley que la fuerza
centrípeta necesaria para mantener un cuerpo en movimiento
circular es igual a la masa m del cuerpo por el cuadrado
de la velocidad v y dividido por el radio de la
circunferencia r.
Fc=mv2/r (1)
La primera ley de Kepler
establece que la órbita de un planeta es una elipse. Un caso
particular de elipse, cuando ambos focos coinciden, es la
circunferencia, que es la trayectoria que se considera.
La segunda ley de Kepler
significa que la fuerza de atracción gravitatoria F está
dirigida hacia el centro de la circunferencia. Así pues, la
fuerza de atracción gravitatoria hace de fuerza centrípeta del
movimiento circular del planeta, por lo que
F=mpv2/r=mpw2r
y v=wr, donde w la velocidad
angular. Sustituyendo el valor de la velocidad angular en
función del período (T), w=2p /T, tenemos
F=mpr4p2
/ T2 (2)
La tercera ley de Kepler,
referente a los periodos, puede expresarse como
T2 = kr3
(3)
Sustituyendo (3) en (2) se
obtiene
F = 4p2mp
/ (kr2).
La fuerza que actúa sobre el
planeta es proporcional a su masa e inversamente proporcional al
cuadrado de la distancia al Sol.
Por la Tercera ley del
movimiento de Newton (a cada acción se opone siempre una
reacción igual; o sea, las acciones mutuas entre dos cuerpos son
siempre iguales y dirigidas a partes contrarias) esta fuerza
es igual a la ejercida sobre el Sol por el planeta y es
razonable suponer que dicha fuerza sea proporcional a la masa
del Sol (Ms).
Haciendo 4p2 / k =
GMs, donde G es una constante independiente de la
masa del Sol o de los planetas, se obtiene
F = G Msmp
/ r2
G es llamada constante
universal de gravitación y tiene el valor G=6,67*10-11
Nm2/kg2. Ésta es la ley de la gravitación
universal, y demuestra que para satisfacer las leyes de Kepler
la interacción gravitacional debe ser central e inversamente
proporcional al cuadrado de la distancia. Expresa que la
interacción gravitatoria entre dos cuerpos puede describirse
mediante una fuerza directamente proporcional a las masas de los
cuerpos e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia
que los separa.
Hay que destacar que toda
fuerza que se ejerce sobre un cuerpo tiene una reacción de igual
valor, de sentido contrario y sobre la misma línea de acción.
La fuerza gravitatoria ejercida por o sobre una esfera homogénea
es la misma que si toda la masa de la esfera estuviera
concentrada en su centro. Para demostrarlo, Newton trabajó
durante once años; inventó el cálculo diferencial e integral, y
con ello logró demostrar la universalidad de su ley.
Importancia
histórica de la unificación de la gravitación terrestre y
celeste.
Desde los griegos hasta la
teoría de Newton el hombre se esforzaba por dar unas leyes que
rigieran el movimiento de la Tierra y de los planetas, fue uno
de las mayores problemas de la humanidad y el que mayor número
de soluciones aportó. Gracias a ello se observó la periodicidad
con que se mueven los astros y se descubrieron muchas
constelaciones. La observación fue el único método del que se
servían y al que planteaban diversas soluciones matemáticas cada
vez mas complicadas que podían servir de explicación de los
fenómenos observados. Pero hasta la publicación de la ley de
gravitación de Newton no se dio respuesta a todos los problemas
en conjunto. Esta ley supuso el enfrentamiento de los
científicos con la iglesia y fueron muchos los problemas que se
encontraron sus defensores. Se tardó once años en publicar para
que su demostración a través del calculo integral no pudiera ser
rebatido por nadie.
A partir de su publicación y su
extensión la ciencia se convirtió en determinista, pues todo lo
que ocurría se debía a la ley de gravitación universal y tiene
carácter de reversibilidad temporal. Sirvió de modelo sobre el
cual se empezó, no sin dificultades, a construir las leyes sobre
la electricidad y magnetismo. Sin embargo, también introdujo
conceptos considerados ahora erróneos, como la existencia del
flogisto o el éter.
A partir del siglo XIX el
descubrimiento de los fenómenos ondulatorios de la luz de
Young empezó a demostrar que no todos
los fenómenos naturales se regían por la ley de gravitación
universal. El gran rebatimiento de esta ley se produjo ya en el
siglo XX con la teoría de la relatividad de Einstein,
que demostraba la imposibilidad de que las interacciones se
propaguen instantáneamente y la necesidad de considerar un
cuarto eje con el tiempo como magnitud. El abandono del
determinismo científico (que ahora se conoce como la física
clásica) se realiza tras el surgimiento de la teoría cuántica,
formulada por Einstein, Bohr,
Heisenberg y otros, que
demostró que para sistemas microscópicos las propiedades
ondulatorias de la materia se ponen de manifiesto y la ley de
Newton no es aplicable. Además, introduce una descripción de los
fenómenos físicos en función de su mayor o menor probabilidad,
abandonando el concepto de necesidad inherente a las leyes
clásicas como la de Newton. Debe aquí observarse que la teoría
general de la relatividad es determinista.
Los físicos ordenan el Universo
en una jerarquía de escalas o tamaños cada vez menores. La
descripción de los procesos en cada nivel es una generalización
de los procesos que tienen lugar en su nivel inferior. Las leyes
fundamentales de la Física son válidas para todas las escalas de
organización de la materia. Sin embargo, en el macrouniverso se
aplican las aproximaciones clásicas de las leyes cuánticas, y en
el microuniverso la ley de la gravedad es demasiado débil para
manifestarse.
La estructura jerárquica de la
organización de la materia, tal como se conoce en la actualidad,
es la siguiente
Son agrupaciones de cuerpos
inertes que orbitan alrededor de una estrella. El único sistema
planetario del que se tiene conocimiento es el sistema solar,
aunque se supone que existen en gran número en todo el universo.
La dificultad en su detección radica en que, por una parte, la
estrella, foco principal de radiación, enmascara la débil luz
reflejada por el planeta, y se encuentra a distancias
comparativamente muy próximas. Por otra parte, la gran masa de
la estrella (aporta, en el caso del sistema solar, el 99,8% de
la masa total del sistema) hace imperceptibles las
perturbaciones en su movimiento, que indicarían la presencia de
cuerpos inertes.
La hipótesis más comúnmente
aceptada del origen de los sistemas planetarios es la
condensación de una nube de gas interestelar. El estudio de
estas abundantes nubes en rotación en forma de disco revela que
la mayoría acaban formando sistemas de estrellas dobles y es
escaso el número de estrellas aisladas como el Sol. Los cuerpos
inertes descubiertos alrededor de estrellas que se supone
solitarias presentan un tamaño tal que hace difícil su
clasificación en planetas gigantes tipo Júpiter o en estrellas
pequeñas de escasa actividad. Sin embargo, la evidencia de
objetos sólidos inmersos en las nubes en proceso de condensación
apoya sólidamente la existencia de sistemas planetarios
extrasolares.
Se han propuesto varias
hipótesis que explican el origen y composición química de los
planetas, bien como condensaciones sólidas a partir de la nube
gaseosa o bien como condensación de jirones de materia solar
arrancados por la presencia de los planetas gigantes. Su
situación en una pequeña capa en forma de disco alrededor de la
estrella es seguramente producto de la tendencia de conservación
del momento angular. La lenta condensación de 7materia
interplanetaria y su captura gravitacional por parte de los
planetas parece dar cuenta de la existencia de los satélites.
El examen y clasificación de
los distintos tipos de estrellas es una de las actividades
astronómicas más antiguas. Actualmente se admite su
clasificación en los llamados tipos estelares, que expresan
tanto su tamaño y luminosidad como de su mayor o menor riqueza
en elementos químicos pesados. La característica común a todas
ellas es que su temperatura y presión es tan alta que en su
interior ocurren reacciones nucleares. En su evolución pasan de
un tipo a otro, pueden contraerse o expandirse y explotar en
novas y supernovas.
Un tipo especial de estrellas
son las estrellas de neutrones, estructuras muy pequeñas, del
tamaño de satélites, pero cuya densidad excede los miles de
toneladas por centímetro cúbico, que presentan un intensísimo
campo magnético y se cree que son estrellas en una etapa
posterior al de novas. Estas estrellas presentan un altísimo
momento angular y emiten radiaciones pulsantes (púlsares)
con regularidad.
Si la masa de la estrella
excede de ciertas dimensiones, la evolución estelar, tras las
etapas de nova y estrella de neutrones, terminaría reduciendo
aún más sus dimensiones, alcanzando una densidad de millones de
toneladas por centímetro cúbico, y presentaría una fuerza de
gravedad tal que ni siquiera la luz podría escapar. Tales
objetos, conocidos como agujeros negros,
emiten, por procesos de efecto túnel mecanocuántico, radiación
que puede ser detectada. Así, la teoría de agujeros negros da
una explicación de la intensa radiación que se detecta de zonas
del espacio aparentemente oscuras. Son, empero, objetos celestes
de difícil comprensión para la teoría de la relatividad y su
estudio teórico es un activo campo de investigación.
Las estrellas no se forman
aisladas: suelen encontrarse en grupos y rodeadas de grandes
nubes de gas interestelar, con un tamaño típico de 500.000
parsecs. El 70% de las galaxias
son discos con estructura espiral, poblados por varios cientos
de millones de estrellas, tal y como es la Vía Láctea,
galaxia a la que pertenece el sistema Solar. Presentan un centro
globular rico en estrellas y unos brazos en forma de espiral,
donde se encuentra la mayor parte de las nebulosas
que son origen de los sistemas planetarios y las estrellas más
jóvenes.
Las galaxias pueden encontrarse
en grupos, llamados cúmulos estelares, compuestos de entre
varias decenas y 10.000 miembros, de un diámetro de unos 500.000
parsecs y separados entre sí varios decenas de millones de
parsecs. También se pueden observar supercúmulos estelares o
agrupaciones de cúmulos.
De las mediciones del
desplazamiento que presentan los espectros
de los objetos estelares por efecto Doppler, lo que comúnmente
se denomina corrimiento al rojo, se ha establecido que
las galaxias se alejan entre sí con una velocidad tal que es
mayor cuanto más lejana sea la galaxia (Ley de Hubble).
Los objetos estelares más alejados de la tierra resultan ser
también los más brillantes, llamados cuásares,
y se cree que son las primeras etapas de formación de las
galaxias. Su velocidad de alejamiento alcanza en ocasiones 0.93
veces la velocidad de la luz. Presentan un tamaño parecido al de
un sistema solar típico, pero con una luminosidad miles de veces
mayor que la de una galaxia típica.
La gran cantidad de procesos
nucleares que se realizan en las estrellas producen la emisión
de partículas subatómicas y
radiación en gran cantidad. Entre las
partículas subatómicas, un 83 % son protones, es decir, núcleos
de átomos de hidrógeno. También se encuentran partículas alfa
(un 16%) o núcleos de átomos de helio. En menor proporción se
encuentran núcleos de elementos químicos más pesados. Entre las
partículas cargadas negativamente los electrones se encuentran
en una proporción de uno por cada 100 protones. Positrones y
antiprotones presentan una abundancia mayor que los electrones,
cuyo origen se especula debido a los procesos de colisión entre
los rayos cósmicos y el polvo
interestelar, que también explicarían la abundancia de rayos
gamma que provienen de las nubes de gas interestelar. Las
hipótesis que explican esta radiación señalan su origen
probablemente en las violentas explosiones de novas y
supernovas, y su distribución de energía y localización puede
explicarse mediante su confinamiento y aceleración en el campo
magnético que posee la galaxia.
Otro tipo distinto de radiación
que se encuentra es la llamada radiación de fondo, radiación
térmica de unos 3 K de temperatura que se cree originada en el
big bang, debido a que se encuentra proveniente de las
zonas más alejadas del universo y con una isotropía cercana a la
parte por millón.
Todas las observaciones de la
cantidad de materia y radiación presente en el universo revelan,
por una parte, que es insuficiente para dar cuenta de su
estructura actual. Este defecto de masa (alrededor del 80%) no
detectada se conoce como materia oscura.
Se han propuesto como constituyentes de ésta las nubes de átomos,
principalmente hidrógeno y helio, residuos de la gran explosión,
que explican anomalías gravitatorias en los agrupamientos
estelares de los brazos periféricos de las galaxias espirales,
así como la existencia de grandes nubes de gas enrarecido en el
espacio interestelar. Otra hipótesis lo constituye la abundancia
de neutrinos y antineutrinos. El
big bang, además de la radiación térmica, se estima que
produjo una gran cantidad de estas partículas, en una proporción
que oscila, según los cálculos, entre uno y cien millones por
metro cúbico del universo, lo que los convertiría en el
componente más abundante del universo. Los neutrinos interactúan
muy escasamente con la materia ordinaria y no emiten radiación
electromagnética, por lo que su detección es muy difícil. Las
estimaciones teóricas acerca de su masa establecen un límite
superior en 15 eV (compárese con la masa del electrón, 938 MeV),
y hay modelos que le asignan masa nula. Una de las áreas de
estudio más activa de la astrofísica es encontrar la proporción
de estas partículas en el universo y medir su probable masa,
pues sería un candidato idóneo como componente de la materia
oscura.
Las teorías modernas acerca del
origen, estructura actual y evolución del universo se
fundamentan en los dos grandes pilares de la física del siglo
XX, la teoría de la Relatividad de Einstein y la teoría Cuántica
desarrollada por Einstein, Bohr, Heisenberg y otros.
La Teoría General de la
Relatividad descansa en dos hechos
empíricos elevados a la categoría de principios básicos. El
primero es el principio de relatividad, según el cual un
observador no puede distinguir si se encuentra en reposo o en
movimiento rectilíneo y uniforme. El segundo es el principio
de equivalencia, según el cual ningún observador puede
distinguir entre la gravedad y la aceleración a nivel local.
Este último principio está basado en la equivalencia de las
masas inercial y gravitatoria de un cuerpo, que hace que todos
los cuerpos caigan con la misma aceleración en un campo
gravitatorio.
La teoría General de la
Relatividad establece que la presencia de masa origina una
distorsión espaciotemporal, comúnmente llamada curvatura del
espacio-tiempo. Así, la geometría euclidiana debe abandonarse,
pues la luz no seguiría siempre un camino recto entre dos puntos,
sino aquella trayectoria de mínima longitud en el espacio-tiempo
curvado. La curvatura del espacio tiene consecuencias extrañas,
tales como que la suma de los ángulos de un triángulo es mayor
que 180º, o el cociente entre el perímetro de una circunferencia
y su diámetro es mayor que p .
En esta teoría, el modelo de
universo de Einstein es cerrado en el espacio-tiempo, con un
radio R. Los fotones se propagan en línea recta localmente, pero
cuando han recorrido una distancia 2pR se encuentran en el lugar
de partida, y han "circunvalado" el Universo. Al ser la
curvatura del Universo muy grande, estos efectos en la geometría
sólo pueden ser percibidos a escala cosmológica.
La teoría de Einstein ha sido
ampliamente comprobada experimentalmente en ciertos sistemas
astrofísicos como el pulsar binario, las lentes gravitacionales
y los agujeros negros.
Al construir su modelo de
Universo en 1917, Einstein se basó en tres suposiciones
principales. En primer lugar, que el Universo es homogéneo e
isótropo a gran escala, lo que se conoce como el Principio
cosmológico, y es una extensión del principio copernicano a
todo el Cosmos. En segundo lugar supuso que el Universo tiene
una geometría espacial cerrada. El volumen total de un espacio
tridimensional con curvatura positiva y uniforme es finito, pero
no posee limites o fronteras. Por último, supuso que el Universo
como un todo es estático, que sus propiedades a gran escala no
varían con el tiempo. Esta suposición la hizo antes del
descubrimiento de la expansión del Universo, y fue introducida
para evitar la existencia de una "Creación" o instante inicial
del Cosmos.
Einstein se percató de que sus
ecuaciones de la relatividad general no tenían soluciones con
sentido en su modelo de Universo. Para obtener una solución,
debía añadir ad hoc un término adicional a sus ecuaciones,
la denominada constante cosmológica, que puede ser
interpretada en términos prerrelativistas como una especie de
fuerza gravitatoria repulsiva, que contrarresta la atracción
gravitatoria de la materia y evita el colapso de un Universo
cerrado sobre sí mismo. La inclusión de este término en un
contexto más general significa, sin embargo, que el
espacio-tiempo no sería plano en ausencia total de
materia-energía.
Al conocerse la expansión
general del Universo se abandonó el modelo con constante
cosmológica, a la que Einstein calificó como "el error más
grande de mi vida". Irónicamente, recientes desarrollos en
física de partículas sugieren que en los primeros momentos del
Universo bien pudo haber un valor no nulo de la constante
cosmológica, y que este valor está conectado con la naturaleza
del vacío.
Los modelos de Friedmann
adoptan el Principio cosmológico al igual que el de Einstein.
Sin embargo, rechazan la suposición de la independencia del
estado del Universo con el tiempo. Friedmann encontró en 1922
soluciones a las ecuaciones de Einstein que dependen del tiempo,
y por lo tanto estos modelos predicen un Universo en evolución.
Estos modelos evolucionarios corresponden a las teorías de Gran
explosión o big bang.
Además, los modelos de
Friedmann consideran tanto Universos con curvatura positiva (Universos
Cerrados o convexos) como Universos con curvatura positiva (universos
abiertos o cóncavos).
En las soluciones de las
ecuaciones de Einstein para los modelos de Friedmann aparece el
radio de curvatura del Universo como una función del tiempo R(t).
Si el Universo está en expansión R(t) aumenta, lo que implica
que la distancia entre dos puntos fijos en el espacio aumenta
con el tiempo, y la velocidad de alejamiento es proporcional a
la distancia que los separa. Ocurre lo contrario si el Universo
se contrae, esto es, si R(t) disminuye.
De esta forma, Friedmann
predijo teóricamente la ley de expansión del Universo que Hubble
encontró experimentalmente unos años después. En efecto, las
observaciones espectroscópicas de la luz de las galaxias muy
lejanas indican un desplazamiento Doppler hacia el rojo de las
líneas de absorción, lo que indica que las galaxias se alejan de
nosotros.
Se ha encontrado que la
velocidad de recesión es independiente de la dirección (isótropa)
y proporcional a la distancia que nos separa de ellas; esto
constituye la ley de Hubble de la expansión del Universo. Según
la interpretación de Einstein, las galaxias no se mueven en
absoluto, es el propio espacio entre ellas el que aumenta al
expandirse el Universo.
Debe hacerse notar que en los
modelos de Friedmann hay curvatura tanto en el eje espacio como
en el eje tiempo, a diferencia del modelo de Einstein.
En el modelo de Friedmann
cerrado (véase la figura), en cada instante de tiempo t, el eje
espacial forma un lazo cerrado de radio R(t), el radio del
Universo. El volumen de este Universo y el número total de
galaxias son ambos finitos. En estos modelos la evolución del
Universo es la siguiente: el radio R(t) es cero en el instante
inicial t = 0, se expande hasta alcanzar un valor máximo en el
instante t = tm (la parte media del diagrama), y
seguidamente se contrae hasta el valor R = 0 en el instante t =
2tm. Así pues, en este modelo el tiempo tiene tanto
un principio como un final. El valor del tiempo tm
depende de la cantidad de masa encerrada en el Universo, es
menor cuanto mayor se la cantidad total de masa-energía en el
Universo. El instante inicial corresponde a la Gran Explosión,
donde la densidad de materia era infinita debido a que el tamaño
del Universo era nulo. La singularidad final, cuando el Universo
se contrae de nuevo hasta un tamaño nulo, se denomina "Big
Crunch" o Gran implosión.
Modelo de Friedmann.
El modelo de Friedmann abierto
difiere del modelo cerrado tanto en la estructura espacial como
en la evolución temporal. En un Universo abierto el volumen
total de espacio y el número total de galaxias es infinito. La
geometría tridimensional en este modelo es la correspondiente a
una curvatura negativa: la suma de los ángulos de un triángulo
es menor de 180º , la razón entre la circunferencia y el
diámetro es mayor que p , etc. La historia temporal de un
Universo abierto comienza también con una singularidad de
densidad infinita (R(t) = 0), pero su expansión continua
indefinidamente, y la densidad de masa-energía disminuye
continuamente hasta hacerse virtualmente nula. En este modelo el
tiempo tiene un principio pero no un final.
En 1932 Einstein y de Sitter
propusieron que la constante cosmológica debe tomar valor cero,
y construyeron un modelo cosmológico homogéneo e isótropo que
representa el caso intermedio entre los modelos abierto y
cerrado de Friedmann. Einstein y de Sitter supusieron que la
curvatura espacial del Universo no es ni positiva ni negativa,
sino nula.
La geometría espacial de este
modelo es por lo tanto la geometría plana de Euclides; sin
embargo el espacio-tiempo en su conjunto no es plano: hay
curvatura en la dirección temporal. El tiempo comienza también
en una Gran Explosión y las galaxias se alejan continuamente
entre sí, sin embargo la velocidad de recesión (constante de
Hubble) disminuye asintóticamente a cero a medida que el tiempo
avanza.
Debido a que la geometría del
espacio y las propiedades de la evolución del Universo están
unívocamente definidas en el modelo de Einstein-de Sitter, mucha
gente lo considera el modelo más apropiado para describir el
Universo real.
Durante los últimos años de la
década de los 70 surgió un firme soporte teórico para esta idea
a partir de los estudios en física de partículas. Además, las
observaciones experimentales sobre la densidad media del
Universo apoyan esta concepción, aunque las evidencias aún no
son concluyentes.
Una manera de ver la evolución
cosmológica del Universo es examinar si se encuentra
gravitatoriamente ligado o no ligado. Los modelos en los cuales
las galaxias inicialmente se separan pero después terminan
juntándose por efecto de su atracción gravitatoria, representan
Universos ligados, y los modelos abiertos donde las galaxias
continúan separándose para siempre representan Universos no
ligados; el modelo de Einstein-de Sitter en el que las galaxias
se separan para siempre pero van frenándose eternamente
representa el caso crítico.
La ventaja de esta visión
alternativa es que centra la atención en magnitudes físicas
locales, con las cuales se puede emplear la teoría newtoniana,
mucho más sencilla. Desde este punto de vista, está claro que el
factor determinante del destino de las galaxias es la densidad
media de masa-energía presente en el Universo, pues tanto la
teoría de Einstein como la de Newton dan el mismo valor para la
densidad crítica, la que separa los casos de Universos
gravitatoriamente ligados y de los no ligados. Estimando la
constante de Hubble en 20 km por segundo por millón de años luz,
se obtiene un valor aproximado de la densidad crítica
equivalente a cinco átomos de hidrógeno por metro cúbico de
espacio cósmico. Si la densidad cósmica media fuera mayor que el
valor crítico, entonces el Universo estaría ligado (cerrado) y,
aunque actualmente esté expandiéndose, terminaría en un colapso
de proporciones inimaginables. Si la densidad real fuera menor
que la crítica, entonces el Universo no estaría ligado
gravitatoriamente, y continuaría expandiéndose indefinidamente.
La masa en las galaxias
observadas directamente, cuando es promediada sobre distancias
cósmicas, se estima en sólo unas fracciones de la cantidad
necesaria para cerrar el universo. El campo de radiación (que es
en su mayor parte radiación de fondo de microondas) contribuye
notablemente al total de masa-energía. Si esto fuera todo, el
Universo sería no ligado y abierto. Sin embargo, la materia
oscura, cuya existencia se deduce mediante su efecto dinámico,
multiplica la cantidad de masa-energía conocida por un factor
entre 1 y 10, de forma que el promedio total de densidad se
estima entre un 20 y un 40% de la densidad crítica. Algunos
investigadores creen que con nuevas observaciones y estimaciones
más afinadas se puede elevar eventualmente esta cifra al 100% de
la densidad crítica.
Un método indirecto para
averiguar si el Universo es o no ligado consiste en estimar su
edad. Dado que la deceleración producida por la gravitación hace
suponer que la expansión fue más rápida en el pasado y será más
lenta en el futuro, entonces la edad del Universo debe ser menor
que la edad correspondiente a una expansión libre, es decir,
15.000 millones de años. Cuanto mayor sea la influencia de la
gravedad tanto menor será la edad real comparada con la edad de
libre expansión. Puede demostrarse que un Universo de
Einstein-De Sitter dominado por la materia-energía tendría una
edad actual 2/3 de la edad de libre expansión, es decir 10.000
millones de años. Por lo tanto, el Universo actual, que ha
estado dominado por la materia-energía durante largo tiempo, es
cerrado si puede demostrarse que su edad real es inferior a esta
cifra, y abierto en caso contrario.
Las estimaciones de las edades
de los cúmulos globulares de estrellas y de los elementos
radiactivos, que deben ser al menos tan viejos como el propio
Universo, dan un rango de valores compatibles con la edad
crítica de 10.000 millones de años.
Las estimaciones formales de
las edades de los cúmulos globulares, sin embargo, son demasiado
altas para ser compatibles con el valor crítico, y algunos
investigadores han inferido de ello que, o bien el Universo no
es ligado o la constante cosmológica no es nula. Estas
conclusiones pueden ser prematuras, pues estas estimaciones
presentan un error nada desdeñable.
Debido a que ni las
comprobaciones locales de densidad media ni la medición de la
edad de los objetos celestes más antiguos conocidos han probado
su capacidad para determinar claramente si el Universo es
abierto o cerrado, se debe investigar la geometría real del
espacio a muy gran escala para discernir entre uno u otro caso.
Llevar a cabo experimentos de medidas métricas a gran escala
mediante sondas espaciales es totalmente inviable.
Afortunadamente existen sondas naturales asequibles con las
cuales explorar los confines más alejados del espacio y del
tiempo, que son los fotones procedentes de las galaxias más
lejanas. Para usar estas sondas de forma efectiva como
diagnóstico es importante conocer las propiedades intrínsecas de
las fuentes emisoras, y examinar los objetos cuyo espectro
presente el mayor desplazamiento al rojo posible, de forma que
uno va más lejos en el espacio y más atrás en el tiempo. El
problema es que los astrónomos únicamente conocen bien las
galaxias más cercanas, es decir, las más contemporáneas. La
suposición de que las galaxias más lejanas (y más antiguas) son
similares a las de ahora se hace más sospechosa a medida que se
observan objetos más lejanos, debido a que crece la importancia
de los efectos evolutivos. La dificultad de separar los efectos
evolutivos de los puramente cosmológicos permanece como el más
grande obstáculo en esta línea de investigación
En ausencia de conclusiones
observacionales definitivas sólo se puede especular con el
posible fin del Universo. Si el Universo es no ligado, la
expansión cosmológica continuará, las galaxias y estrellas
consumirán su combustible y, debido a la inestabilidad
radiactiva inherente a la materia, toda masa quedará deshecha en
sus partículas fundamentales y el universo será un mar oscuro y
casi vacío de partículas fundamentales y radiación. Si el
Universo es ligado, el contenido de masa-energía del Universo
volverá a juntarse de nuevo en un tiempo futuro. El fondo de
radiación cósmica se desplazará hacia el azul, elevando la
temperatura de la materia y la energía hasta niveles
inconcebibles, y quizá mezclándose en una singularidad de
densidad infinita. Debido al desarrollo de estructuras en épocas
previas, el gran colapso probablemente no ocurriría en un sólo
punto, tal como sucedió en el Gran estallido al principio del
tiempo. La discusión sobre ciclos recursivos de colapsos y
explosiones primigenios queda en el campo de la especulación.
