El significado de la expansión

[índice de contenidos de cosmología]: [resumen][introducción] [el principio cosmológico] [el universo en expansión][El significado de la expansión][La dinámica de la expansión y el problema de la masa oscura] [El universo primitivo] [Conclusiones][Poscriptum] [Bibliografía]

    Cuando Einstein introdujo en 1917 su modelo relativista de un universo estático, casi nada de lo expuesto anteriormente era conocido, por lo que no es sorprendente que fuera considerado una posibilidad viable. Hubiera sido un paso sencillo, matemáticamente hablando, pasar de un su modelo al de un universo en expansión. El hecho de que Einstein no hiciera mención alguna a la posibilidad de la expansión, y por tanto de que su idea de un espacio-tiempo estático era una hipótesis ad hoc, nos da una buena idea de cuan revolucionario era este último paso. Ahora sabemos que un universo estático tiene problemas conceptuales, aparte, claro está, del hecho observacional de que el universo se expande. Si la Relatividad General es válida, una distribución estática de masa es gravitacionalmente inestable, por lo que, incluso con el actual grado de homogeneidad, no persistiría mucho más allá del tiempo de una vida de una estrella de tipo solar (un análisis reciente más exhaustivo de Barrow et al. 2003 propone que la situación es algo más compleja). La misma situación se presentaba dentro de la teoría newtoniana pero, a diferencia de Einstein, éste parecía consciente del problema. En su Óptica de 1704 se preguntaba: "¿Qué impide que las estrellas fijas caigan las unas sobre las otras?". La respuesta que dio Newton a este dilema fue que en un universo infinito no habría centro y por tanto no existiría un lugar especial hacia donde se dirigiría el colapso de la materia:

"Pero si la materia estuviera distribuída a través de un espacio infinito, ésta no podría reunirse en una masa; sino que una parte podría reunirse en una masa y otra parte en otra, hasta producirse un número infinito de grandes masas, dispersadas a grandes distancias una de la otra a través de todo el espacio infinito. Y así podrían haberse formado el Sol y las estrellas fijas, asumiendo que la materia fuera de una naturaleza "lúcida". (La referencia a la materia "lúcida" se refiere a la creencia de Newton de que el Sol y las estrellas estaban hechas de una materia diferente a la que se encuentra en la Tierra).

    Newton cometió un error de razonamiento: en un espacio infinito ¡sí que la materia puede colapsar sobre sí misma uniformemente a través de todo el espacio y sin elegir un centro determinado!, contrariamente a lo que podría indicarnos la intuición.

    En 1917, de Sitter exploraba en un artículo las implicaciones astronómicas del modelo de Einstein. En él señalaba que era posible otra solución de las ecuaciones de campo de la Relatividad General para un universo que es homogéneo, isótropo y cuya ecuación de campo fuera la misma propuesta por Einstein. La solución de de Sitter requería que la densidad de materia del universo fuera despreciable, es decir, que el universo fuera esencialmente vacío. El modelo predecía un desplazamiento al rojo de los objetos lejanos que aumentaba con la distancia, el que fue denominado efecto de scattering de de Sitter. La posible constatación de este efecto fue lo que llevó a Hubble a sus fructíferas observaciones de la relación entre desplazamiento al rojo y distancia. Pero la evidencia observacional era la de un universo que estaba lejos de ser vacío. Esto podría ser un fuerte argumento a favor de la solución de Einstein de un universo lleno de materia, pero los datos tampoco encajaban. La solución de este callejón sin salida fue divulgada en 1930 por el sacerdote y astrónomo belga Georges Édouard Lemaître (1894-1966).

    Nacido el 17 de Julio de 1894 en Charleroi, Bélgica, Lemaître prestó servicios en la Primera Guerra Mundial donde ganó medallas al valor. De personalidad más bien agresiva, fue expulsado de la clase de preparación militar por desafiar una respuesta incorrecta de su maestro en un problema de balística. Durante una tregua en la guerra, Lemaître leyó un libro sobre cosmología de Poincaré y quedó impresionado por los desafíos que éste planteaba. En 1927 publicó en una desconocida revista belga la que ahora es la aceptada solución de un universo lleno de materia en expansión, originalmente investigada por el físico ruso Alexander Friedmann en dos artículos: uno de 1922, donde se ocupaba del caso de un universo con una geometría cerrada del mismo tipo que la del modelo de Einstein, y otro en 1924 donde estudió el caso de una geometría abierta en un universo infinito en eterna expansión. Entre 1927 y 1933, Lemaître esbozó la más antigua versión de la teoría del Big Bang. La llamó "la hipótesis del átomo primitivo". Sugería que el universo había nacido de un solo cuanto de energía y trató, sin éxito, de interesar a Einstein y de Sitter en su teoría. En 1927 buscó a Einstein en la Quinta Conferencia Solvay de Bruselas a fin de defender sus ideas, pero Einstein estuvo brusco y seco: "sus cálculos son correctos, pero su visión física es abominable". El viejo maestro de Lemaître, Sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944), probablemente el científico más influyente de la época, tampoco estaba dispuesto a hablar de comienzos cósmicos. En un artículo de Nature de 1931 escribía: "Filosóficamente, la noción de un principio para el presente orden de la Naturaleza es repugnante". El 9 de mayo de 1927, Lemaître publicaba sus ideas en la revista Nature, en una misiva que ha sido llamada a veces "la carta magna de la teoría del Big Bang". Cinco años más tarde, Eddington rectificó su actitud publicando un manuscrito que le había entregado Lemaître y que había convenientemente archivado, lo que constituyó un signo definitivo de aprobación.

     ¿Qué se entiende por un universo en expansión?. La expansión no es más que el incremento con el tiempo de la distancia entre cualquier par de galaxias lejanas. Se suele utilizar para representar este hecho la analogía de un globo donde hemos pintado una serie de puntos a modo de galaxias. La goma podría representar al espacio y a medida que inflamos el globo los puntos se alejan unos de otros.

Pero el lector debería tener cuidado en llevar esta analogía demasiado lejos. Algunas personas plantean inmediatamente por qué no todos los objetos se están expandiendo: por ejemplo ¿por qué no aumenta la distancia entre el Sol y la Tierra?. La respuesta corta es que los sistemas unidos bajo la fuerza gravitatoria no están en expansión debido a que el efecto gravitatorio local domina sobre la tendencia a la expansión. Por ejemplo, la galaxia Andrómeda, que se encuentra a unos dos millones de años luz de distancia, está unida gravitacionalmente al Grupo Local de galaxias, del que nuestra Vía Láctea forma parte. Andrómeda no se está alejando de nosotros, sino que de hecho se acerca a una velocidad de unos 100 km/s (con algunas posiblidades de colisión dentro de unos 3 mil millones de años).
    Otra interpretación posible de la expansión sería que se está creando continuamente espacio entre las galaxias, pero esto nos confunde más que aclararnos las ideas. Podemos desde luego seguir haciendo cosmología con el mismo poder de predicción sin plantearnos este tipo de cuestiones, al igual que podemos estudiar la cinemática de un proyectil sin entender en profundidad lo que es el espacio, el tiempo o la gravedad. A todos nos intriga el significado profundo del tiempo, del espacio y de todas estas cuestiones, y por supuesto es un reto para la ciencia el profundizar en el conocimiento de estos conceptos, que de hecho es a donde nos ha llevado la Relatividad General. Pero la ciencia tiene que basar sus predicciones en magnitudes que podamos observar, es decir, que nuestras definiciones tienen que ser operacionales.
    La definición de expansión del universo es operacionalmente muy concreta y precisa: "el universo se expande en el sentido de que dos galaxias distantes se alejan con una velocidad de la forma v = dD/dt = H D, donde D es la distancia entre las galaxias y H la constante de Hubble en cualquier instante de la vida del universo". Aquí hay varias cuestiones fundamentales que aclarar:

Analogía del globo para dos instantes diferentes de la expansión del universo. Los puntos amarillos representan galaxias o cúmulos de galaxias (en general estructuras ligadas gravitatoriamente). Se puede observar la analogía de las onda de luz (en azul) estirándose debido a la expansión del universo (en rojo) como interpretación estándar del desplazamiento al rojo.


    Por último podríamos discutir la causa de que el universo se expanda. El único atisbo de repuesta que tenemos hoy en día proviene del campo de la física de partículas: la productiva idea de unos primeros estadios del universo donde la expansión fue de una manera exponencial y muy brusca, conocida como modelo inflacionario. El modelo inflacionario llegó a la cosmología para explicar algunos hechos curiosos que en el Modelo Estándar no tienen explicación satisfactoria.
 

    La aparente solución de todos estos problemas han convertido al escenario inflacionario en un modelo muy atractivo para explicar los primeros estadios de la expansión. Me gustaría dejar bien claro, sin embargo, que el modelo de universo inflacionario no es parte todavía del Modelo Estándar, entre otras cosas porque existen muchos modelos de inflación y de momento es imposible diferenciar observacionalmente entre ellos. Sin embargo, la idea básica de una expansión muy rápida del universo previa a la fase de expansión actual sí que se está conviertiendo en una posibilidad ineludible en el universo tempranos.
    Según este escenario inflacionario, la causa de la expansión provendría de la existencia, en los primeros estadios de la vida del universo de un valor muy elevado de la constante cosmológica . Dicha constante fue introducida por Einstein para salvar su modelo estático, hecho comentado anteriormente. Su interpretación teórica no es muy satisfactoria, pero valdría decir que añade un término a las ecuaciones de campo de la Relatividad General con un efecto repulsivo que compensa la tendencia al colapso de la materia.
    El valor de esta constante ha sido otra de las controversias de la cosmología actual. Argumentos basado en teorías cuánticas de campos (donde la constante cosmológica está relacionada con la densidad de energía del vacío) han establecido un valor de ésta que es hasta ¡120 órdenes de magnitud! mayor que la que se deduce de una simple evidencia astronómica. Esta evidencia indica que el valor de la constante cosmológica tiene que yacer muy próximo a cero, de otra manera el universo bien hubiera colapsado sobre sí mismo hace ya mucho tiempo si el valor fuera negativo, bien, en caso contrario, se hubiera expandido tan rápidamente que no hubiera dado tiempo a que se formaran las acumulaciones de materia que dieron posteriormente lugar a las galaxias. Ésta es una coincidencia numérica notable, que a unos hace plantear la plausible posibilidad que, de un número que pueda tomar en principio un gran rango de valores, y que esté observacionalmente tan cercano a cero, y que además fue introducido innecesariamente en la teoría, su valor sea nulo. Sin embargo, observaciones recientes han estimado el posible valor de la constante cosmológico en un número muy cercano a la densidad de materia del universo, lo que intruduce una nueva coincidencia inexplicable.

    Sin embargo, existen otras coincidencias numéricas que ya fueron señaladas tan pronto como en 1937 por Paul Dirac (1902-84) y reanalizadas posteriormente por Robert H. Dicke (n. 1916) del grupo de teóricos de Princeton, lo que llevó a estos últimos a la formulación de lo que se conoce como Principio Antrópico. La versión fuerte de este principio nos dice que "el universo ha de ser tal que admita en su seno la creación de observadores conscientes en alguna de sus fases". Pero esto representa un cambio demasiado radical respecto al concepto clásico de lo que entendemos por una explicación científica, asemejándose más a la tradicional visión religiosa. Un poco más aceptable podría ser una versión más débil de este principio que podríamos enunciar como: "aquello que es factible observar está delimitado por las condiciones necesarias para nuestra presencia como observadores". Este enunciado no es más que un enunciado de un tipo de principio de selección que tendría perfectamente sentido dentro de escenarios inflacionarios (como inflación caótica de Linde) donde es posible la existencia de innumerables universos con propiedades bien diferentes. En dichos escenarios es una perogullada que sólo existirían observadores en aquellos universo que, como el nuestro, poseen condiciones apropiadas para el desarrollo de las formas biológicas superiores. Aun así, muchos piensan recurrir sistemáticamente a un principio de este tipo dentro de una ciencia empírica resultaría algo descorazonador, si no inadmisible. Una discusión mucho más detallada se puede encontrar en el artículo El Argumento del Diseño y El Principio Antrópico.


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Notas

8. El tiempo cósmico puede ser definido a través de alguna magnitud física que varíe con el tiempo de evolución del universo de la misma forma para todos los observadores que se encuentran en una galaxia típica. Esta magnitud podría ser por ejemplo la densidad media de materia o la temperatura de la radiación cósmica de fondo que baña el universo, puesto que estas magnitudes varían con el tiempo de una forma perfectamente definida en el Modelo a medida que el universo se expande.

9. Existen otros casos en astrofísica de velocidades aparentemente superlumínicas. Uno muy conocido es la aparente velocidad superlumínica de la materia que sale expulsada de un cuásar activo (conocidos como jets) cuando este material es expulsado en una dirección que está muy próxima a la línea de visión del observador. El caso es que como hay retrasos temporales en la llegada de las distintas señales luminosas, la operación de dividir la distancia aparente recorrida por el material por el tiempo que este emplea en recorrer dicha distancia no es tan obvia como aparenta en principio. Esto es lo que suele ocurrir cuando nos enfrentamos con velocidades aparentemente superlumínicas, que en realidad estamos empleando medidas de distancias y de tiempos que son aparentes y diferentes a los que implican el movimiento propio del objeto material respecto a otra referencia material, que es siempre sublumínico.

10. Conexión causal es el hecho de que algún tipo de información halla podido viajar entre un lugar y otro. Como esta información debe viajar como máximo a la velocidad de la luz, dos objetos que estén separados más de unas pocas veces el radio de Hubble, unos 3,000 Mpc, no han podido estar conectados en el tiempo actual del universo (para más detalles ver horizontes en cosmología).

11. El monopolo magnético es una partícula cuya existencia se predice en las GUT o teorías de gran unificación de la física de partículas. Pero los modelos de los estados inciales del universo arrojan una densidad de estas partículas que está muy por encima de lo que evidencian las observaciones, que es más bien la inexistencia de estas curiosasidades subatómicas. El modelo inflacionario reduce la densidad de estas partículas a aproximadamente a "una" dentro del radio de Hubble . Curiosamente, sólamente se ha clamado la detección de un solo monopolo en la historia de la ciencia por un físico de origen hispano, un tal Cabrera en un día de San Valentín. Algunos han hecho muchas bromas con esta coincidencia anecdótica, pues ni las GUT están observacionalmente respaldadas, ni la observación de Cabrera es relevante. ¿O estaba Cabrera en el lugar y en el momento adecuados para atrapar al único monopolo del universo?...
 
 

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