MIERCOLES DE LIBRO

HISTORIA DEL TIEMPO

(Del Big Bang a los Agujeros Negros)

Stephen Hawking

Capítulo 3: EL UNIVERSO EN EXPANSIÓN (Páginas: 59 – 69)

La estrella más cercana, llamada Proxima Centauri, se encuentra a unos cuatro años luz de nosotros (la luz proveniente de ella tarda unos cuatro años en llegar a la Tierra), o a unos treinta y siete billones de kilómetros. La mayor parte del resto de las estrellas observables a simple vista se encuentran a unos pocos cientos de años luz de nosotros. Nuestro Sol está a sólo ocho minutos-luz de distancia.

La imagen moderna del universo se remonta tan sólo a 1924, cuando el astrónomo norteamericano Edwin Hubble demostró que nuestra galaxia no era la única. El brillo aparente de una estrella depende de dos factores: la cantidad de luz que irradia (su luminosidad) y lo lejos que está de nosotros.

Edwuin Hubble calculó las distancias a nueve galaxias diferentes pro medio del método anterior. En la actualidad sabemos que nuestra galaxia es sólo una de entre los varios cientos de miles de millones de galaxias que pueden verse con los modernos telescopios.

Las estrellas están tan lejos que no podemos apreciar ni su tamaño ni su forma. De la inmensa mayoría de las estrellas, sólo podemos medir una propiedad característica: el color de su luz. Al enfocar con un telescopio una estrella o galaxia particular, podemos observar el espectro de la luz proveniente de esa estrella o galaxia. Estrellas diferentes poseen espectros diferentes, pero el brillo relativo de los distintos colores es siempre exactamente igual al que se esperaría encontrar en la luz emitida por un objeto en roja incandescencia. Podemos averiguar la temperatura de una estrella a partir de su espectro luminoso. Se puede determinar exactamente qué elementos hay en la atmósfera de una estrella comparando los conjuntos de colores ausentes de cada elemento con el espectro de la estrella.

Las diferentes frecuencias de la luz son lo que el ojo humano ve como diferentes colores, correspondiendo las frecuencias más bajas al extremo rojo del espectro y  las más altas, al extremo azul. Las estrellas que se estén alejando de nosotros tendrán sus espectros desplazados hacia el extremo rojo del espectro (corrimiento hacia el rojo) y las estrellas que se estén acercando tendrán espectros con un corrimiento hacia el azul. Esta relación entre frecuencia y velocidad, se conoce como efecto Doppler.

La mayoría de las galaxias presentan un corrimiento hacia el rojo: casi todas se alejan de nosotros. Cuanto más lejos está una galaxia, a mayor velocidad se aleja de nosotros. Esto significa que el universo no puede ser estático.

El descubrimiento de que el universo se está expandiendo ha sido una de las grandes revoluciones intelectuales del siglo XX.

Si un cohete posee una velocidad mayor que una cierta velocidad crítica (de unos once kilómetros por segundo) la gravedad no será lo suficientemente intensa como para hacerlo regresar. La creencia en un universo estático era tan fuerte que persistió hasta principios del siglo XX. Incluso Einstein, cuando en 1915 formuló la teoría de la relatividad general, estaba tan seguro de que el universo tenía que ser estático que modificó la teoría para hacer que ello fuera posible. Él, sostenía que serpia posible la existencia de un universo estático.

Friedmann hizo dos suposiciones muy simples sobre el universo: que el universo parece el mismo desde cualquier dirección desde la que se le observe, y que ello también sería cierto si se le observara desde cualquier otro lugar. A partir de estas dos ideas únicamente, Friedmann demostró que no se debería esperar que el universo fuera estático.

Penzias y Wilson, dos físicos norteamericanos, en 1965, demostraron que la radiación debía provenir de más allá del sistema solar, e incluso desde más allá de nuestra galaxia. La radiación debe haber viajado hasta nosotros a través de la mayor parte del universo observable, y dado que parece ser la misma en todas las direcciones, el universo debe también ser el mismo en todas las direcciones. En cualquier dirección que miremos, el ruido nunca varía más de una parte en diez mil.

George Gamov sugería que el universo en sus primeros instantes debería haber sido muy caliente y denso, para acabar blanco incandescente.

El universo podría ser también igual en todas las direcciones si lo observáramos desde cualquier otra galaxia (segunda suposición de Friedmann). No se tiene evidencia científica a favor o en contra de esta suposición. La velocidad con la que dos galaxias cualesquiera se separan es proporcional a la distancia entre ellas. De esta forma, predecía que el corrimiento hacia el rojo de una galaxia debería ser directamente proporcional a su distancia a nosotros.

Aunque Friedmann encontró sólo uno, existen en realidad tres tipos de modelos que obedecen a las dos suposiciones fundamentales de Friedmann. En el primer tipo, el universo se expande lo suficientemente lento como para que la atracción gravitatoria entre las diferentes galaxias sea capaz de frenar y finalmente detener la expansión. En el segundo tipo de solución, el universo se expande tan rápidamente que la atracción gravitatoria n puede pararlo, aunque sí que lo frena un poco. Por último, el universo se está expandiendo sólo con la velocidad justa para evitar colapsarse. Sin embargo, la velocidad con la que las galaxias se están separando se hace cada vez más pequeña, aunque nunca llega a ser nula.