6- El universo expansivo

           6-EL UNIVERSO EXPANSIVO

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 "Las exploraciones del espacio finalizan con un toque de incertidumbre. Y no podía ser   de otro modo. Estamos por definición en el mismo centro de la región observable. Conocemos bastante bien nuestro vecindario inmediato. A medida que la distancia aumenta, nuestros conocimientos se desvanecen y lo hacen con rapidez. Al final alcanzamos la frontera oscura, los límites máximos de nuestros telescopios. Allí medimos sombras e investigamos entre errores fantasmales de medición rasgos que apenas tienen más sustancia que ellos."

Edwin Powell Hubble  (1889-1953)

                                                                                                                                                  

                   Desde el mismo momento en que se divulgó la teoría de la gravitación de Newton se planteó la nueva cuestión de que el universo no podía ser estático. Eso no quiere decir que automáticamente, todo el mundo aceptase que debiera ser expansivo. La teoría gravitatoria sufrió intentos de modificación para encajarla con los presupuestos anteriores, si quería reafirmar su perennidad. Para ello, muchos estudiosos comprobaron que la capacidad predictiva sobre el movimiento de los planetas no se veía sustancialmente alterada, suponiendo que la fuerza gravitatoria debía comportase repulsivamente a distancias muy alejadas. Así, una distribución infinita de estrellas debería permanecer en equilibrio, simplemente por la compensación que se produciría entre las fuerzas atractivas de las estrellas cercanas y las fuerzas repulsivas de las estrellas más alejadas. Ese equilibrio, hoy lo sabemos, es marcadamente inestable, pues bastaría con que algunas estrellas se acercasen ligeramente entre sí, para que comenzaran a agruparse y precipitarse unas en otras. Y viceversa, si algunas estrellas se alejasen de otras, por poco que fuese, el precario equilibrio inicial se resolvería alejándose indefinidamente unas de otras sin reversión posible del proceso. Además, aunque admitiéramos como real ese precario equilibrio, siempre cabría hacer el reparo de que en un universo infinito y estático con un cielo tachonado de estrellas, cada línea de nuestra visión que dirigiéramos hacia él, se toparía con la superficie brillante de una de dichas estrellas y acabaríamos cegados por el fulgor sumado de todas ellas.

                   Ya a principios del siglo XIX, el astrónomo y filósofo alemán Heinrich Olbers había hecho la advertencia sobre la curiosa paradoja de que si el universo fuese homogéneo e infinito, la cantidad de radiación acumulada que nos llegaría de las estrellas sería tan grande, que un resplandor cubriría todo el firmamento, dando una luz tan cegadora y un calor tan intenso que la vida estaría de todo punto imposibilitada para existir, en cualquier parte que se considerase del mismo universo. La argumentación de Olbers no fue la primera, pero si es la más sistematizada y conocida a ese respecto.

                   Un intento de refutación de esa idea, era la de que la existencia de nubes de polvo en el espacio interestelar, absorbían la luz procedente de las estrellas más distantes. En consecuencia, cegada la luz procedente de las estrellas más lejanas, a nosotros solo llegaba la procedente de las más cercanas. Sin embargo, a ese nuevo argumento, puede responderse que si eso sucediera, el polvo o cualquier otra materia interpuesta absorberían la radiación hasta calentarse tanto, que a su vez, iluminaría de forma tan brillante como las estrellas. La única forma de eludir la conclusión de que todo el cielo brillase permanentemente como un sol gigantesco, sería suponer que las estrellas no han estado siempre encendidas, si no que empezaron a hacerlo en un determinado momento de un pasado finito.

                   Con este nuevo planteamiento, se suscitan diversas cuestiones, como son, que la luz de las estrellas más distantes podría no habernos llegado aún, que la materia absorbente no se ha calentado lo suficiente para emitir luz, o que las estrellas tuvieron realmente un origen, a partir del cual, empezaron a lucir. Los cosmólogos hablan frecuentemente de la edad del universo, pero cuando la mayor parte de la gente estaba convencida de la existencia de un universo estático e inmóvil, el interrogante de si éste había tenido o no, un principio, además de tener poca relevancia, se consideraba un tema propio de la metafísica o la teología. Así, Platón creía que el mundo creado por Dios era perfecto y, en consecuencia (y salvo detalles como el movimiento de los astros) inmutable en sus rasgos generales. Pensaba que, aunque las cosas cambian a nuestro alrededor frecuentemente, continúan siendo en esencia las mismas a lo largo de los eones. El mundo no había sido creado en el tiempo, si no que existía desde hacía una eternidad. Por su parte, Aristóteles creía también que la raza humana y el mundo habían existido siempre, pero al revés que Platón era partidario del universo increado, precisamente, para que no sonase tanto a una expresa intervención divina en todos los detalles de la creación. Otra corriente de opinión alternativa, era la del universo creado expresamente. Con un principio y una edad finita, estaba sujeto a un cambio constante e irreversible. Los antiguos, que ya habían considerado el tema del "progreso" lo resolvieron imaginando que había habido desastres geológicos e inundaciones periódicas, que hacían retroceder a la raza humana repetidas veces, hasta nuevos principios de la civilización. Pero el argumento del progreso fue recogido por distintas cosmologías primitivas, y lo que es más importante, por la tradición de las tres religiones monoteístas principales (judía-cristiana-islámica) y hoy plenamente vigentes. A favor del origen del mundo, jugaba la idea de que debía de ser necesario tener en cuenta una Causa Primera, que sirviese para explicar tanto el inicio, como la existencia del universo.

                   Dado que en la vida cotidiana, siempre se ve que un acontecimiento está causado por un acontecimiento anterior, la propia existencia del universo, sólo podría ser explicada de manera análoga, es decir, como si tuviera un comienzo (un origen). Si a eso se añadía, que la civilización estaba progresando, como suponía San Agustín, no podía por menos que creerse, que también el universo debería existir desde no hacía mucho tiempo atrás. Estudios profundos de las Escrituras, centrados en el libro del Génesis, permitían establecer ese origen en unos insignificantes (comparados con lo que se ha sabido después) cinco mil años antes de J.C.

                   De todas formas, el estudio sistemático de estas cuestiones y desde un punto de vista moderno, podemos decir que se inició con el filósofo Inmanuel Kant. En su extensa obra, Crítica de la razón pura, editada en 1781 abordaba en profundidad todo lo relativo a los límites espaciotemporales del universo. Si éste, tuvo un principio. Sí está limitado en el espacio....Como la cosa no estaba nada clara, puesto que solo eran reflexiones filosóficas que inmediatamente suscitaban ideas diametralmente opuestas, el filósofo las denominó antinomias o contradicciones. Si exponía la tesis de que el universo tuvo un principio, no podía dejar de pensar en que, quizás, la antítesis de que el universo siempre existió, fuera la acertada. Si imaginaba que el universo estaba limitado en el espacio, tampoco descartaba en sus cavilaciones que, a lo mejor, eso no tenía sentido si el universo era eterno e infinito. Sus dudas no podían resolverse porque aún no había llegado la época de las grandes exploraciones astronómicas.

                   Así pues, las ideas siguieron estando confusas hasta mucho tiempo después. Un paso importante se dio en 1868, fecha en la que el astrónomo inglés William Huggins (1824-1910) logró comprobar la existencia de movimientos de propagación de algunas estrellas por el método del "deslizamiento al rojo", es decir, aprovechando la significación del fenómeno de la ligera distorsión que experimenta la luz estelar o galáctica al desplazarse al rojo. De esta forma fue como se pudo detectar un pequeño desplazamiento en las líneas espectrales de la estrella Sirio, lo que permitió demostrar que se movía, alejándose del Sol.

                   Sin embargo, sería en la década de los años veinte del pasado siglo cuando Edwin P. Hubble, del observatorio de Monte Palomar, confrontó el método para la estimación de distancias, con la referencia de las variables Cefeidas. El fenómeno de deslizamiento al rojo de la luz espectral, no hace sino reflejar la manifestación de la velocidad relativa del objeto emisor respecto al observador. Las estrellas y también las galaxias (por ser cúmulos estelares) experimentan el fenómeno llamado recesión, observable en el desplazamiento hacia longitudes de onda más largas, en el espectro de luz estelar y galáctica (efecto Doppler). Eso quiere decir, que las galaxias se alejan generalmente de nosotros con una velocidad tanto mayores, cuanto más lejanas sean las galaxias.

                   Las observaciones realizadas, primero por Hubble y después confirmadas en gran número de experimentos por muchos astrónomos, constituyen una de las mejores pruebas de la expansión del universo. Las galaxias con un gran deslizamiento al rojo son las más lejanas y las que más velocidad relativa tienen con respecto a nosotros. Solamente unas pocas galaxias, las más cercanas, no experimentan desplazamientos significativos, y aún son menos las que tienen desplazamientos al color azul. Estas son las que se acercan a nosotros.

                   Hasta 1924, y después de sus trabajos en el observatorio de Monte Wilson, no se logró identificar (mediante una fotografía de la nebulosa de Andrómeda), la imagen de una estrella de un tipo parecido a la de una galaxia, hasta que se llegó a la conclusión de que ella misma era una galaxia.

                   Suponiendo una regularidad en las propiedades de las galaxias, a partir de argumentaciones sencillas, y estudiando su distribución en la bóveda celeste, Hubble se propuso determinar la naturaleza y magnitud de una posible curvatura en el universo, que confirmase la tesis que Einstein había enunciado al respecto. Con el nuevo equipo de Palomar era posible realizar recuentos minuciosos de galaxias incluso con niveles muy tenues de brillo. La idea era que cuanto más débil fuera la percepción de las galaxias, más lejos deberían estar en promedio de nuestro punto de observación. Sería suficiente pensar en una distribución uniforme de las galaxias por todo el universo, para que al efectuar su recuento, obtuviéramos un método apto y aproximado de medición del volumen del espacio ocupado. Por una simple regla de proporcionalidad, era lógico pensar que mil galaxias debían necesitar diez veces más espacio para distribuirse, que cien galaxias. Pero si resultaba que la distribución de estas mil galaxias solo ocupaba el doble de espacio que la distribución de cien galaxias, la conclusión lógica sería que ese espacio estaba curvado.

                   Hubble llegó a una conclusión notable: las galaxias están distribuidas por el espacio de forma homogénea e isótropa y se expanden por él de manera similar a un pan de pasas que se hincha. A medida que la masa se expande, las pasas se separan. Además, la velocidad con la que dos pasas (equivalentes a galaxias) cualesquiera se alejan guarda una relación directa y positiva con la cantidad de miga (equivalente a espacio) que les separa. Mientras la masa, o porción de espacio, permanezca con el mismo tamaño, las distancias recíprocas entre dos pasas (nebulosas) cualesquiera permanecen invariables, pero al hincharse y aumentar su volumen, va simultáneamente aumentando también la distancia entre ellas. Esto se produce tanto más de prisa cuanto más distante se hallen distribuidas en la superficie de la masa las pasas (o nebulosas) consideradas.

                   No debe verse el esquema, como si las galaxias explotasen a partir de algún punto y salieran disparadas volando a través del espacio. Según la teoría de la relatividad de Einstein, lo que estalla en realidad es el espacio, que se lleva consigo las galaxias de manera análoga al arrastre que ejerce una corriente de aire sobre los granos de arena en una tormenta. Las galaxias individuales se alejan a velocidades diferentes, pero el espacio se expande en todos los sitios y en todas las direcciones, siempre, a la misma velocidad. En ese sentido, la noción de deslizamiento hacia el rojo, o de desplazamiento de la luz hacia longitudes de ondas mayores en las galaxias distantes adquiere la significación de convertirse en un marcador de tiempos y distancias. El desplazamiento hacia el rojo registra técnicamente, cualquier aumento proporcional que experimenten las longitudes de onda de los espectros característicos de una estrella o de una galaxia al sobrepasar las longitudes de onda que se definen como "normales" o de laboratorio. Esto quiere decir, que el tiempo o la distancia recorrida, necesarios para que llegue la luz de una galaxia o una estrella depende de factores como la constante que Hubble se encargó de formalizar. A partir de un incontable número de observaciones, elaboró una escala de distancias entre galaxias, formulándola en la ley de su nombre, que dice: "Las galaxias se alejan unas de otras con una velocidad relativamente proporcional a la distancia que las separa". La velocidad, llamada de recesión, se obtendría multiplicando dicha distancia por cierta cantidad, denominada la constante o, mejor, el parámetro de Hubble.

                   Dicha velocidad se podría expresar en función de ese parámetro de la siguiente manera: V = k. D (velocidad = k por la distancia). De donde deduciríamos, que el valor de k es igual a la velocidad de recesión de la galaxia expresada en kilómetros por segundo, dividida por su distancia en millones de años-luz. Las mediciones de Hubble indicaban que el fenómeno del deslizamiento hacia el rojo de una galaxia remota, es mayor que el de las más cercanas a la Tierra. Esta relación, o la expresión de la ley de Hubble, es lo que podría esperarse en un universo que se expandiera de manera uniforme. De acuerdo con ella, la velocidad de recesión de una galaxia es igual a su distancia multiplicada por la (llamada) constante de Hubble. Esto se traduce en que el desplazamiento hacia el rojo de las galaxias próximas es un efecto lo bastante sutil, como para requerir precisos instrumentos para detectarlo. Pero, en cambio, cuando se trata de objetos muy lejanos como radiogalaxias o cuásares, ese fenómeno adquiere proporciones enormes: los hay que se alejan a más del noventa por ciento de la velocidad de la luz.

                   Hubble contó el número de galaxias visibles en diferentes direcciones del cielo y halló que aparecían distribuidas con bastante uniformidad. El valor de k podía obtenerse siempre que se dispusieran de datos fidedignos de la velocidad a que se movían y la distancia a que se hallase una galaxia o grupo de galaxias. Las distancias calculadas para las galaxias estaban basadas en la composición de su brillo aparente con el de las más próximas, cuya distancia, a su vez, había sido previamente determinada mediante la escala Cefeida.

                   La variación en el brillo del conjunto de esos astros depende de su propia magnitud absoluta y es totalmente regular. Las estrellas Cefeidas se llaman también "pulsantes", ya que sufren una especie de vibraciones contractivas y expansivas de gran regularidad. Por una parte, la fuerza de la gravedad contrae el astro algo más allá del equilibrio con las fuerzas expansivas que tienden a dilatarlo. Consiguientemente, se produce un aumento de la temperatura y, por tanto, del brillo. A partir de ahí, las fuerzas de expansión de los gases que habían sido comprimidos en exceso, junto con la presión centrífuga de radiación los dilatan hasta más allá del equilibrio dinámico. En consecuencia, disminuyen la temperatura y el brillo, condiciones previas para iniciar un nuevo ciclo de contracciones y expansiones que se prolongan indefinida y regularmente.

                   Esas peculiaridades permiten que se utilicen como cronómetros cósmicos, sobre todo la Cefeida por antonomasia, Δde Cefeo, descubierta en 1874 por Goodrike. Aunque otros astrónomos ya habían utilizado la escala de Cefeidas para calcular las distancias galácticas, fueron los estudios de Baade en 1952, luego confirmados por Gaposchkin, en sus aspectos fundamentales, los que permitieron establecer una escala corregida. De ese modo, utilizando una escala revisada y perfeccionada con detalles adicionales, se estima que, por ejemplo, la galaxia de Andrómeda se halla a unos dos millones trescientos mil años-luz.

                   Los rastreos posteriores del cielo con métodos más modernos, confirman el principio fundamental de que el universo, considerado a gran escala, es homogéneo. Aunque en los mapas de la distribución de las galaxias cercanas se observan aglomeraciones, los rastreos más profundos muestran una notable distribución uniforme. Las galaxias más alejadas experimentan, además, un desplazamiento correlativo. Por ejemplo, consideremos el cúmulo de Virgo. Su desvío al rojo nos permite calcular una velocidad de alejamiento de 1.142 kilómetros por segundo. Si ahora comparamos su brillo con el de la galaxia de Andrómeda, se llega a la conclusión de que se halla unas dieciséis veces y media más lejos que la galaxia de referencia, lo que nos permite decir que está situada a una distancia de dieciséis veces y media multiplicada por 2,3 (previamente calculada para Virgo), o sea, treinta y ocho millones de años-luz. El parámetro k, por su parte, poseería un valor estimado en un primer momento de 1.142/38, es decir, próximo a treinta.

                   Para comprobar que la ley de Hubble es eficaz en todos los casos hay que medir las distancias a las que se hallan las galaxias, y para ello nada mejor que inferirlas del brillo emitido. Deduciríamos, por ejemplo, que una galaxia se halla a doble distancia de otra, si aquella luce la cuarta parte que ésta, que por otra parte, es igual en todo lo demás. Algunos observadores objetan, que una galaxia que aparenta ser más pequeña y menos luminosa es porque realmente es así, y no necesariamente tiene que estar situada más lejos. Pero afortunadamente, disponemos de una prueba directa de que los objetos con mayores deslizamientos al rojo son los más alejados, lo que constituye un dato objetivo de primera magnitud. La prueba procede de la observación de un efecto de "lente gravitatoria", que a la manera de una lente óptica, un objeto de masa y densidad propias de una galaxia puede convertirse en una lente natural, capaz, por tanto, de producir una imagen aumentada y distorsionada de cualquier fuente de radiación que se halle en su trasfondo. El objeto interpuesto genera ese efecto óptico, doblando las trayectorias de las radiaciones electromagnéticas y por supuesto, los rayos de luz. De ese modo, cualquier galaxia que se halle interpuesta en la línea del punto de mira entre, la Tierra y algún objeto masivo lejano, producirá el efecto de duplicación de rayos de luz procedentes de éste y los detectaremos. La parte cualitativa de la predicción establecida por la ley de Hubble se ve confirmada, siempre que el deslizamiento hacia el rojo del objeto que está detrás de la lente  sea mayor que el de la propia lente.

                   La ley de Hubble podría servir también, si extrapolamos su capacidad predictiva, para calcular la edad del cosmos. Bastaría para ello, con fijar el límite del universo en función del propio límite de la velocidad de recesión, es decir, el que posee la luz en el vacío. Expresándolo con mayor precisión, diríamos que el tiempo transcurrido desde la Gran Explosión (algo que debió ocurrir en el pasado, si el universo se expande en todas direcciones) que dio origen a todos los objetos cósmicos conocidos, es función del valor presente de la constante de Hubble y de su ritmo de cambio. Podríamos obtener, si hacemos abstracción de ese ritmo de cambio, que el límite del radio de Hubble o del universo observable, oscilaría entre trece mil o quince mil millones de años-luz (estimaciones recientes establecen la edad del universo en trece mil setecientos millones de años). Ahora bien, el ritmo de cambio debe ser muy importante, pues guarda relación con la atracción gravitatoria del universo que está determinada, a su vez, por la densidad media de éste. En la medida que no pueda establecerse qué proporción hay de materia oscura con relación a la materia visible, de la constante de Hubble, no podemos sacar conclusiones definitivas sobre el tamaño y la edad del universo, aunque ésa parece ser la vía para conseguirlo.

                   Hay, además, otros factores que impiden sacar conclusiones definitivas en cuanto a las mediciones de distancias intergalácticas. Los astrónomos Sandage y Tammann se dieron cuenta desde el primer momento que las brillantes estrellas Cefeidas, no pueden ser utilizadas para llegar muy lejos en las profundidades celestes. Como bujías patrón son muy útiles en mediciones de distancias inferiores a los diez millones de años-luz, pero se vuelven inoperantes si se quieren estudiar las profundidades de los cúmulos gigantes situados más allá de esa barrera temporal en donde las galaxias se observan como puntitos desperdigados en las placas. Cuanto más lejos apuntan los telescopios en sus visuales, más brillantes y menos fiables resultan las referencias patrón que se utilizan y que hay que ir tomando sucesivamente. Después de las Cefeidas se utilizaron de bujías patrón las manchas de color de las llamas del gas hidrógeno caliente que titilan en los brazos de las galaxias espirales. Pero todas estas clases de referencias y otras muchas más que se han ensayado, adolecen del defecto fundamental de que no proporcionan unas mediciones independientes de su distancia.

                   A pesar de todo, combinando nuevas mediciones de telescopios espaciales (el primero que lo hizo fue el telescopio Hubble) con observaciones terrestres, es de suponer que se afinará mucho más en la precisión de las mediciones intergalácticas. Por ejemplo, siguiendo esa técnica, se consiguió obtener una medición de la distancia a unas galaxias del cúmulo de Virgo situadas a cincuenta millones de años-luz, que se estiman muy aproximadas. A la par, pudo determinarse el valor de la constante de Hubble en ochenta, lo que permitió fijar la edad del universo muy por debajo de las estrellas que lo forman; un reajuste necesario que hubo que hacer y que concuerda con otras mediciones de venticinco supernovas por un equipo del observatorio de Cerro Tololo en Chile. Las nuevas medidas han evidenciado que determinadas estrellas supernovas utilizadas habitualmente en los experimentos (las de tipo I a) no son tan constantes en su luminosidad como para usarlas de bujías patrón. Al efectuar las pertinentes correcciones, cosa que siempre hay que hacer, es cuando se ha obtenido el nuevo valor. Desde que se venía discutiendo de estas cuestiones, Allan Sandage defendió que la constante de Hubble está en torno a cincuenta, pero la depuración de los datos obtenidos mediante el telescopio bautizado con el nombre de quien precisamente definió la constante, ha permitido elevar ese rango a sesenta y cinco, no demasiado alejado de las otras estimaciones experimentales.