A horcajadas en el Tiempo

El Nacimiento de la Cosmología Moderna
como una aproximación bastante acertada de la realidad. El espacio, después de todo, aparenta estar en su mayor parte vacío.
Había, pues, dos modelos cosmológicos basados en las ecuaciones de Einstein: la cosmología de Einstein, con un espacio estático lleno
de materia, y la de de Sitter, un espacio en expansión vacío de materia. Estos modelos inferidos desde la relatividad generaron una opinión
corriente en la época en cuanto a que las ecuaciones de Einstein no habían aclarado gran cosa los problemas cosmológicos.
A comienzos de los años '20, Einstein y de Sitter se vieron acompañados en la arena cosmológica por Alexander Friedmann, un versátil
científico ruso que se había hecho originalmente un nombre en meteorología y otros campos relacionados y que llegó a ser profesor de
matemáticas en la Universidad de Leningrado. Friedmann, halló las soluciones dinámicas a las ecuaciones originales de Einstein (sin constante
cosmológica) que hoy creemos que describen correctamente la cosmología. Sus modelos cosmológicos nos llevan a un universo cambiante.
Comenzó con las ecuaciones de relatividad general, y se dedicó a descubrir tantas soluciones como fuera posible, sin preocuparse por sus
consecuencias para el cosmos real. Friedmann demostró que las ecuaciones permitían una amplia variedad de universos. En particular descubrió
que si dejaba a un lado la constante cosmológica, todos los resultados eran universos en expansión llenos de materia. Las soluciones que nos
entrega Friedmann son factibles de dividir en dos tipos: aquellas en que el universo se expande eternamente, y aquellas en que la atracción
gravitatoria de la materia supera finalmente a la expansión, causando en último término un colapso.
El factor que inclina el equilibrio hacia un lado o el otro entre expansión y colapso es la densidad media de
la materia que comporta el universo. Si la cantidad media de materia en un volumen dado de espacio es menos
que un valor crítico (cuestión no calculada por Friedmann), el universo se expandirá para siempre. En este tipo de
universo se concibe un espaciotiempo con una curvatura negativa, análoga a una curvatura cóncava en el espacio
ordinario y, además, de características infinitas. Pero en este modelo, el problema de equilibrar exactamente la
distribución de la materia en un universo infinito gobernado por la gravedad newtoniana no aparece. La relatividad
general señala que la gravedad, como todo lo demás en el universo, se halla limitada por la velocidad de la luz; no
puede, como suponía Newton, actuar instantáneamente sobre cualquier distancia. Así, los campos gravitatorios de
distancias infinitamente grandes requerirán una cantidad de tiempo infinita para dejar sentir su influencia, en vez de
que hasta el último átomo de materia influya inmediatamente sobre todo lo demás en el universo.
Si la densidad media de la masa es mayor que el valor crítico, el universo volverá a colapsarse al final en
una densa concentración de materia, de la que puede rebotar para iniciar un nuevo ciclo de expansión y colapso.
Este universo es una versión expandida del universo estático original de Einstein. Posee una curvatura positiva -
análoga a una curva convexa- y un radio finito, y contiene una cantidad finita de materia.
Entre los límites de estos dos tipos de universo hay uno en el que la densidad media de la materia es igual a la densidad crítica. Este
universo tiene curvatura cero, y se dice que el espaciotiempo es plano debido a que en él se aplica la geometría euclidiana habitual para el
espacio plano. Un universo plano es infinito y se expande eternamente.
El trabajo de Friedmann se publicó en un conocido y muy leído periódico alemán de física en 1922. Einstein reconoció con renuencia la
validez matemática del modelo cosmológico que Friedmann desarrolló; sin embargo, en un principio dudó que tuviese alguna relación con el
universo real. Le parecía que estas soluciones no tenían validez física: para producir un universo curvo con las características aparentemente
estáticas observadas por los astrónomos se seguía necesitando algo parecido a la constante cosmológica. En todo caso, tanto el modelo de
Einstein como el de Friedmann eran pura teoría. Las observaciones no habían contribuido con datos suficientes acerca de la estructura o
evolución verdadera del universo.
El debate entre Einstein y Friedmann siempre se centró en términos matemáticos y no astronómicos. Nunca abordaron la cuestión de
cómo podía manifestarse el espaciotiempo en expansión en el cosmos. Einstein estaba por aquel entonces empezando a trabajar en otros
campos, y Friedmann, satisfecha su curiosidad, se alejó también de la relatividad, considerando eso sí, que ésta era esencial para una educación
en física. Los cursos que impartía en la Universidad de Leningrado eran famosos por su originalidad; sus textos incluyen «Experimentos en la
hidrodinámica de líquidos comprimidos» y «El mundo como espacio y tiempo» . En 1925, a la edad de treinta y siete años, Friedmann murió de
neumonía, que contrajo tras enfriarse terriblemente durante un vuelo meteorológico en globo. Puesto que la comunidad astronómica había
prestado poca atención al debate, las soluciones de Friedmann a las ecuaciones de campo casi murieron con él. Hasta que Georges Lemaître,
«el padre del Big Bang», no redescubrió por su cuenta estas ecuaciones en 1926 no adquirió la cosmología su estructura moderna. Y la obra de
Lemaître fue también ignorada. Tendrían que pasar varios años antes de que los astrónomos captaran las radicales aplicaciones de la relatividad
en su trabajo, hasta que Arthur Eddington, prestigioso astrónomo inglés, resaltó su importancia en 1930.
UN UNIVERSO EN EXPANSIÓN
Múltiples soluciones a las teorías de campo de Einstein parecían permitir universos que eran mutuamente distintos: por una parte
estáticos, por la otra en expansión, y vacíos o llenos de materia. Pero, sin embargo, ninguna de ellas describía satisfactoriamente el cosmos
como aparecía frente a los ojos del hombre: estático y escasamente poblado de astros menores, estrellas y galaxias. Antes de que se pudiera
hallar una descripción más consecuente, la física debió sufrir una serie de revoluciones y contrarrevoluciones, las que a su vez, eran insertadas
con diferentes conceptos e intuiciones sobre la naturaleza del átomo y de la energía. Ello trajo consigo el avenimiento de un nuevo leguaje -la
mecánica cuántica-, cuya extraña gramática conduciría finalmente a los físicos teóricos a poder describir, por primera vez, la Creación en
términos puramente científicos. Se llega hasta un momento primigenio: el principio del propio universo.
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-04_03.htm (3 of 9)29/12/2004 23:25:19