La cosmología es una ciencia integrante de la astronomía dedicada al estudio de las leyes generales, el origen y la evolución del cosmos. En términos simples, la cosmología es el estudio del cosmos en gran escala. En la siguiente publicación revisaremos los principales aspectos de las galaxias en base a las enseñanzas del profesor José María Maza Sancho, astrónomo chileno y autor del libro Astronomía contemporánea.
Tabla de contenido
Introducción a la cosmología
La cosmología es el estudio del cosmos en gran escala. El objetivo de la cosmología es entregar el diseño global del universo. En principio se podría considerar incluido en la cosmología el estudio de todo lo que contiene el cosmos, en cuyo caso la cosmología englobaría a todas las ciencias. Por eso se entiende que la tarea primordial de la cosmología es el estudio del universo sólo en gran escala, abordando principalmente su origen y evolución. ¿Cómo es el universo? ¿Cuál fue su origen? ¿Cuál será su destino final? Estas son algunas de las preguntas básicas que la cosmología intenta responder.
Vivimos en la Tierra, un planeta dentro de un total de ocho que giran en torno a su estrella madre, el Sol; éste, junto con 200 mil millones de estrellas, forman un inmenso sistema estelar, de unos cien mil años-luz de diámetro, que llamamos galaxia; el universo está lleno de galaxias, que se agrupan en cúmulos y supercúmulos. El universo presenta además grandes zonas vacías que junto con los supercúmulos constituyen esa especie de esponja que es el universo en gran escala. Para la cosmología los cúmulos y los vacíos son la escala a la cual se refieren sus afirmaciones. Las galaxias y todo lo que ellas contienen, que es el objeto primordial de estudio de muchas ramas de la astronomía, no son analizadas por la cosmología.
Los modelos cosmológicos han sido elaborados por distintos pueblos desde épocas muy remotas. Los primeros modelos son ahora sólo de interés histórico, pues dicen mucho más acerca de sus autores que del universo mismo. Todos los modelos antiguos se funden con la mitología de quienes los elaboraron. Los primeros intentos de modelar racionalmente el cosmos fueron dados en Grecia a partir del siglo VI a.C.
Platón al comenzar el siglo IV a.C. introdujo el dogma de que el movimiento de los planetas debía ser un movimiento circular uniforme, por ser el movimiento más perfecto. La idea de la perfección de los cielos se consolidó con su discípulo Aristóteles, quien dividió el universo en el mundo sublunar, es decir todo lo que estaba por debajo de la esfera cristalina que arrastra a la Luna en torno a la Tierra y el mundo supralunar, el resto del cosmos. Los cuerpos celestes los supuso perfectos, etéreos, y que en forma natural giran en torno a la Tierra con un movimiento uniforme. Estas leyes físicas son distintas a las que rigen los cuerpos terrestres, los graves, que caen, pues buscan su lugar natural en el centro de la Tierra. Aristóteles con eso define una mecánica celeste totalmente divorciada de la mecánica terrestre.
Las ideas de Aristóteles, como planteamiento general del problema cosmológico ejercieron una influencia gravitante en el pensamiento humano por casi dos mil años. La física aristotélica rigió sin mayores modificaciones durante todo ese lapso. El modelo de universo que él presentó, una serie de esferas cristalinas concéntricas con la Tierra, fue reemplazado por el modelo de círculos excéntricos, epiciclos y deferentes, elaborado por Hiparco de Nicea y Apolonio de Perga, consolidado tres siglos más tarde por Claudio Ptolomeo, en el Almagesto.
El modelo de Ptolomeo coloca a la Tierra, esférica e inmóvil, en el centro del universo, en torno a la cual gira todo el cosmos cada 24 horas. Además de ese movimiento diario, los diferentes cuerpos celestes se desplazan contra el fondo de estrellas; la Luna lo hace en 27,3 días, el Sol en un año, Marte en casi dos, etc. Se suponía que las estrellas eran puntos luminosos sobre una esfera que estaría situada algo más allá de Saturno, planeta más lejano conocido en esa época, y que giraban en torno a la Tierra en 24 horas. Se rechazaba la idea de que fuese la Tierra la que girase, pues dado su tamaño la velocidad de un punto en su superficie sería muy alta. Como se desconocía el principio de inercia se creía que en ese caso, todos los objetos serían arrojados por los aires. Además no se creía que la atmósfera pudiese participar de ese movimiento, por lo cual suponían habría vientos huracanados de gran intensidad. Como el material de las esferas cristalinas era totalmente distinto al terrestre y su movimiento natural era girar en torno a un centro, prefirieron suponer que todo, incluida la esfera de las estrellas fijas, giraba en 24 horas en torno de la Tierra, a pesar que estaban conscientes que la velocidad de un punto de la esfera de las estrellas era aún mucho más alta que la que tendría la superficie terrestre.
La cosmografía es una ciencia que realiza una descripción del cosmos o universo a través nociones esenciales de matemáticas y física. Su origen y desarrollo data de tiempos pretéritos y se estructura en torno a la propia evolución humana.
Modelo heliocéntrico de Copérnico
Pasaron muchos siglos sin que el modelo de Ptolomeo fuese cuestionado. Aristarco de Samos había propuesto un modelo heliocéntrico en el siglo III a.C., pero no tuvo repercusión en sus contemporáneos. Recién al comenzar el siglo XVI surge una alternativa al modelo de Ptolomeo. Fue el polaco Nicolás Copérnico quien plantea en forma detallada y coherente un modelo del cosmos basado en el Sol como centro del sistema y todos los planetas girando a su alrededor. El tratado de Copérnico vio la luz en 1543, cuando se extinguió la de su autor; es un libro escrito en latín, en términos matemáticos, obra para especialistas.
La teoría heliocéntrica fue recibida en forma muy poco entusiasta por los astrónomos de la época. Fue rechazada con gran virulencia por Lutero y Melanchton, líderes del protestantismo en Alemania, quienes no estaban dispuestos a aceptar ideas nuevas provenientes de un canónigo católico. También fue recibida muy fríamente por los escolásticos, seguidores obstinados de Aristóteles y del saber tradicional, que dominaba sin contrapeso la enseñanza universitaria de la época y todos los centros de cultura.
El reemplazo definitivo de la teoría geocéntrica de Ptolomeo por la heliocéntrica de Copérnico sólo vino hacia fines del siglo siguiente, gracias a los trabajos fundamentales de Tycho Brahe, Kepler, Galileo y Newton. Tycho Brahe se dio cuenta que para poder perfeccionar el modelo matemático que describe el movimiento de los planetas en torno al Sol era necesario disponer de observaciones muy precisas de los planetas. Tycho observó el planeta Marte, por veinte años. Hacia fines de su vida fue matemático imperial de Rodolfo II en Praga. Mientras tanto un joven y talentoso matemático alemán llamado Johannes Kepler que había adherido a la doctrina copernicana, escribió en 1596 un pequeño libro llamado Misterio Cosmográfico. Kepler envía una copia de su libro a Tycho en Praga quien reconoce el talento de su autor y lo invita a trabajar como su ayudante. Al morir Tycho, Kepler heredó el puesto de Matemático Imperial, y sus valiosas observaciones del planeta Marte. Gracias a ellas descubre las leyes del movimiento planetario. Kepler es el gran legislador del sistema planetario: escribe las leyes del tránsito en el sistema solar.
Mientras Kepler desentrañaba los misterios del cosmos el genial Galileo Galilei se preocupaba en Italia de construir una nueva física. Con Galileo comienza la física como ciencia. Abandona los trabajos especulativos acerca de los porqué, concentrándose en el cómo ocurren los fenómenos físicos. Galileo, gracias a su telescopio hizo muchos descubrimientos que lo convencieron de la veracidad de la teoría copernicana. Escribió un gran tratado sobre Astronomía que le produjo grandes problemas con la Inquisición. Fue condenado a confinamiento solitario en su villa de Arcetri, en las afueras de Florencia. En los últimos años de su vida escribió allí su genial tratado sobre física, en el cual establece las bases de la ciencia moderna.
El sistema solar se compone principalmente de ocho de cuerpos celestes denominados planetas. Estos giran alrededor del Sol y son (conocidos hasta ahora): Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.
Cosmología de Newton
Con el trabajo de Kepler en mecánica celeste y de Galileo en mecánica terrestre, estaban ya los cimientos de la ciencia moderna y sólo faltaba el gran unificador; le correspondió al genial Isaac Newton cumplir ese rol. "La naturaleza y sus leyes yacían ocultas en la noche. Dijo Dios, sea Newton, y fue la luz". Así alaba Pope la obra monumental del genio inglés. Newton publicó en 1687 su gran tratado sobre mecánica que contiene la ley de gravitación universal y las leyes de la mecánica. Para demostrar sus proposiciones Newton tuvo que inventar el cálculo infinitesimal, base de las matemáticas modernas. Con la obra se explica la caída de la manzana con las mismas leyes que rigen el movimiento de la Luna en torno de la Tierra. Con Newton, por primera vez en la historia se empiezan a aplicar al cosmos las mismas leyes que rigen en la Tierra. Desde entonces siempre se supone que valen para el universo las mismas leyes que se encuentran y verifican en el laboratorio terrestre.
Con la publicación de los "Principios Matemáticos de Filosofía Natural" Isaac Newton entrega una herramienta fundamental para la cosmología: la gravitación universal. Newton no abordó el problema cosmológico de una manera directa, pero sí lo tocó en la correspondencia que sostuvo con el reverendo Richard Bentley, quien estaba preocupado de demostrar la existencia de Dios mediante la ley de gravitación universal. Para ello le pidió a Newton la aclaración de algunos puntos sobre su teoría; le manifiesta que un universo finito, estático, sería inestable y colapsaría gravitacionalmente hacia su centro. Esto se debe a que las estrellas del borde del universo sentirían una fuerza neta que las obligaría a moverse hacia el centro. Así el universo se haría más chico y más denso. La alternativa de un universo infinito también preocupaba a Bentley, pues en ese caso la Tierra sería atraída en todas direcciones del universo con una fuerza infinitamente grande y la suma de todas esas fuerzas debería ser nula; argumenta que la atracción que el Sol ejerce sobre la Tierra pasaría inadvertida entre tantos infinitos y por ende no le quedaba claro por qué la Tierra orbita alrededor del Sol y no camina simplemente en línea recta como un cuerpo sobre el cual no hay fuerzas netas.
Newton estuvo de acuerdo con Bentley en los problemas de un universo finito y argumentó que el universo debería ser infinito y que si la Tierra es atraída en todas direcciones con una fuerza infinita la resultante es cero y si luego agregamos la fuerza atractiva del Sol, ella la hará girar a su alrededor. Por último Bentley señala que un universo infinito podría estar en equilibrio, pero sería inestable, pues al menor aumento de densidad las estrellas se atraerán más y se juntarían más, haciendo que el aumento de densidad creciera. Newton tuvo que concordar con Bentley en la inestabilidad del universo homogéneo e infinito.
Las estrellas son motores de energía cósmica generadoras de calor, luz, rayos ultravioleta, rayos X y otras partículas radiactivas. Se componen mayormente de plasma y gas, en un estado de supercalentamiento de la materia compuesta de partículas subatómicas.
La paradoja de Olbers
Los problemas que Bentley le planteó a Newton son mucho más profundos que lo que tal vez el mismo Bentley imaginó. Efectivamente un universo infinito, uniforme, lleno de estrellas, presenta la dificultad que la atracción que se ejerce sobre una masa, proveniente de una dirección, llega a ser infinita. El mismo problema ocurre con la luz que se recibe de una dirección determinada; esto se conoce como la paradoja de Olbers.
El primero en darse cuenta del problema fue Kepler en 1610. Propuso que el universo debe ser finito, pues la noche es oscura, ya que si fuese infinito recibiremos una cantidad muy grande de luz proveniente del cielo. El astrónomo inglés Edmond Halley discutió el problema en 1720 ante la Sociedad Real Inglesa. Con un razonamiento equivocado desprecia el problema señalado que como de cada estrella distante recibiremos muy poca luz, una cantidad despreciable, así también la suma de la luz de todas ellas tampoco sería importante. Esa reunión de la Royal Society era presidida por Sir Isaac Newton, quien tenía ya 78 años. Se ha señalado irónicamente que el hecho de que Newton dejase pasar un comentario de este estilo es una prueba irrefutable que estaba durmiendo en el momento que Halley presentó su argumentación; el razonamiento es absolutamente contrario a los principios del cálculo infinitesimal que el propio Newton había inventado para demostrar las leyes de la mecánica.
El problema de la oscuridad del cielo nocturno fue abordado nuevamente por el joven astrónomo suizo Jean Philippe Loys de Cheseaux en el año 1744 y posteriormente por el astrónomo alemán Heinrich Olbers, en forma independiente, en 1826. Ambos señalaron que si el universo fuese infinito y estuviese lleno de estrellas, deberíamos recibir 184.000 veces más energía y luz de todo el cielo que lo que recibimos del Sol. Deberíamos ver el cielo tapizado de estrellas, sin el más mínimo espacio entre ellas, por lo cual el cielo debería ser una superficie iluminada igual que el disco solar (sería como hacer crecer el disco del Sol hasta que cubra todo el cielo de horizonte a horizonte). Un universo así sería como vivir en un horno. Un universo infinito, que parece lo más sencillo que podemos concluir de las leyes de Newton, viola la más elemental de las observaciones astronómicas: la oscuridad del cielo nocturno. En cosmología, esto se conoce como la paradoja de Olbers.
Con una argumentación matemática muy clara, que no es del caso reproducir aquí, se puede demostrar que Loys de Chéseaux y Olbers tenían razón; efectivamente en un universo uniforme e infinito el cielo debe ser muy brillante. ¿Cuál es la suposición falsa? Ambos culpan equivocadamente a la transparencia del cielo. Dijeron que bastaba con que el espacio interestelar no fuese perfectamente transparente para que no recibamos una gran cantidad de energía en la Tierra. La respuesta de Loys de Chéseaux y Olbers es errónea, pues si el universo fuese un horno, más transparente o menos, la cantidad de energía recibida en la Tierra sería la misma. Por ejemplo, granos de polvo pueden absorber bastante luz (y energía) pero, terminarán calentándose y emitiendo lo mismo que absorbieron. Es curioso que ni Kepler ni Loys de Chéseaux ni Olbers visualizarán que la solución a la paradoja tiene que ver con la edad de las estrellas y del universo, y en definitiva con la cantidad de energía disponible (a Kepler se le puede perdonar, pues no conocía el valor de la velocidad de la luz, pero en el siglo XVIII ya se sabía positivamente que la luz no se propaga en forma instantánea).
Si nos internamos en un bosque con árboles plantados sin orden, dependiendo del espesor de los troncos y de la distancia típica entre los árboles, sólo podremos ver hasta una cierta distancia, habrá un límite de visibilidad en el bosque, pues en cualquier dirección nuestra visual terminará encontrando un tronco. Es fácil ver que el límite de visibilidad en un bosque, la distancia típica a la que es posible ver, depende del grosor de los troncos y de la distancia media entre los árboles; mientras más delgados y espaciados estén los árboles, más lejos se podrá ver.
Aplicando las mismas ideas en un universo lleno de estrellas habrá un límite de visibilidad que depende del tamaño de las estrellas y de sus distancias medias. La distancia típica entre las estrellas es tan grande comparado con su tamaño que el límite de visibilidad en el universo resulta ser de 1023 años-luz (cien mil trillones de años-luz). Por lo tanto, si recibiéramos la luz y energía de todas las estrellas del universo hasta una distancia de 1023 años-luz la temperatura en la Tierra debería ser igual que la que tiene la superficie de una estrella típica como el Sol, esto es, 5.800 grados Kelvin. Pero, para que eso ocurra, el universa debería tener una edad mayor de 1023 años y las estrellas deberían vivir más de 1023 años cada una. Si cualquiera de estas condiciones no se cumple, no podríamos recibir una cantidad abrasadora de luz en la Tierra. Por lo tanto, postulando que el universo es muy joven se soluciona el problema. Luego veremos que se cree que el universo tiene mucho menos que 1023 años. Además ya vimos que la vida de una estrella como el Sol se estima en diez mil millones de años (1010 años) muchísimos menos que 1023 años. Por lo tanto, aunque el universo tuviese más de 1023 años de edad y todas las estrellas se hubiesen formado simultáneamente, jamás lograríamos ver encendidas todas las estrellas al mismo tiempo.
Para que el Universo fuese un horno debería ser uniforme e infinito tanto en el espacio como el tiempo (al menos tener una edad mayor que 1023 años). Alternativamente, si el universo fuese mucho más denso, su límite de visibilidad podría llegar a ser menor que 1010 años-luz, produciendo un cielo muy brillante. Basta con que el universo sea joven o poco denso para resolver la paradoja. Por lo tanto, la noche es oscura pues la densidad del universo es muy baja y su edad muy pequeña.
Las galaxias son agrupaciones estelares y planetarias vinculadas gracias a la gravedad en una estructura más menos delimitada. La Vía Láctea es una especie de galaxia que alberga nuestro sistema solar y, por supuesto, al planeta tierra.
Einstein y la relatividad
Albert Einstein (1879-1955) dio a conocer en 1905 la teoría de la relatividad especial. Con ello sacó a la física de finales del siglo XIX de uno de los atolladeros en que se encontraba metida. Einstein explica con ella cómo se tratan las situaciones donde hay involucradas velocidades cercanas a la velocidad de la luz (300.000 km/seg). La velocidad de la luz es el límite de lo que un cuerpo cualquiera puede alcanzar. La velocidad de la luz en el vacío es un invariante, su valor no cambia si la fuente que la emite se mueve con respecto al observador. Esto define leyes de transformación al cambiar de un sistema de referencia a otro que ya no son las fórmulas establecidas por Galileo, sino las transformaciones de Lorentz, establecidas en el siglo XIX, por el físico Hendrik Lorentz (1853-1928).
La relatividad especial tiene muchos aspectos que no son intuitivos, lo que no es tan extraño después de todo, pues los efectos de la relatividad especial se manifiestan a velocidades cercanas a la de la luz, sobre 100.000 km/seg, o sea, más de 360 millones de kilómetros por hora, velocidad a la cual nuestra experiencia cotidiana nada puede aportarnos.
Dentro de las cosas sorprendentes de la relatividad especial es que cada persona, cada observador, tiene su manera de medir el espacio y el tiempo, que varía de uno a otro según su velocidad relativa. Por ejemplo, para una persona que se desplace en una nave a gran velocidad con respecto a la Tierra, el tiempo transcurrirá más lentamente. Este efecto sólo es apreciable si la velocidad es comparable a la de la luz, cosa que las naves actuales están muy lejos de cumplir (las más veloces se desplazan a algo más de 11,2 km/seg, velocidad para escapar a la acción gravitatoria de la tierra; esa velocidad es muy baja comparada con la de la luz).
En la esencia de la teoría de la relatividad está la negación que hace Einstein del espacio absoluto y el tiempo absoluto de Newton. Tal negación es una ruptura a una de las principales nociones de la cosmología. Espacio y tiempo son dos propiedades medibles que dependen del observador, son relativas al observador. Lo más sorprendente es que el tiempo sea una propiedad que dependa del observador, cada sistema de referencia tiene su propio reloj. De acuerdo a las transformaciones de Lorentz que permiten expresar las medidas de espacio y tiempo de un sistema en términos de las de otro, el tiempo medido por un sistema en movimiento transcurre más lentamente; el tiempo se dilata en un sistema en movimiento con respecto, por ejemplo, a la Tierra. Esto da origen a la famosa paradoja de los mellizos. Si un mellizo aborda una nave y se aleja a gran velocidad de la Tierra, para él el tiempo transcurrirá más lentamente que para su hermano. Si su viaje alcanza velocidades cercanas a la de la luz, y se prolonga, por ejemplo veinte años, medidos en el reloj terrestre, para el mellizo en la nave pueden haber transcurrido sólo dos años, y a su regreso se encuentra con que es mucho más joven que su hermano. Por extraño que parezca, la paradoja de los mellizos es real: efectivamente el mellizo viajero puede llegar a ser tanto más joven que su hermano como él quiera, suponiendo que dispone de una nave hipotética que le permite viajar a velocidades muy cercanas a la de la luz.
Esta dilatación del tiempo de la relatividad especial es una manera concreta de viajar en el tiempo, hacia el futuro. Si uno tuviese la nave adecuada y pudiera viajar a velocidades muy, pero muy cercanas a la de la luz, es posible después de un cierto tiempo retornar a la Tierra en el futuro, incluso en el futuro lejano. Uno de los problemas de un hipotético viaje interestelar es que la nave no podría someterse a una intensa aceleración, pues eso le produciría problemas de salud a los astronautas. La situación ideal es que la nave varíe su velocidad con una aceleración igual a la aceleración de gravedad terrestre (g) en cuyo caso los astronautas experimentaron un peso en la nave similar al que tienen habitualmente en la Tierra. Una manera de viajar a un cierto objetivo cósmico sería acelerando a la misma tasa hasta que la nave se encuentre a mitad de camino y ahí girar la nave 180° y empezar a frenar con una desaceleración igual a la aceleración de gravedad, con lo cual los astronautas seguirían experimentando peso. Para viajar de ida y regreso a distintas "profundidades galácticas", la tabla adjunta nos muestra los tiempos involucrados.
Viajar a Sirio en esas condiciones sería un fuerte impacto; demoraría diez años, pero en la Tierra habrían transcurrido 24; con respecto a todos sus amigos los astronautas habrían envejecido 14 años menos. Viajar a la nebulosa de Orión sería aterrador; volverían 30 años más viejos para encontrar un mundo totalmente desconocido en la Tierra, 3.200 años más tarde. Viajar a la galaxia de Andrómeda es casi inimaginable; viajeros que dejaran la Tierra a los veinte años regresarían a ella ancianos, a los ochenta, pero en la Tierra habrían transcurrido ¡5 millones de años!, un lugar totalmente desconocido para ellos.
Es importante hacer notar que si bien la relatividad permite sin problemas viajes al futuro, no da ninguna posibilidad de viajar al pasado. Viajes al pasado violan muchos principios de la física y varios del sentido común. Sin embargo, un viaje al futuro es perfectamente compatible con todo lo conocido. La dilatación del tiempo es una manera de hibernar, con respecto a la Tierra. Con una nave adecuada una persona podría gastar, digamos, diez años en una época, luego viajar por veinte y regresar 280 después (en tiempo de la Tierra); vivir aquí otro tiempo para nuevamente viajar y así sucesivamente. En total la persona igual viviría, por ejemplo, 75 años, pero los habría distribuido arbitrariamente en distintas épocas. Podría darse el lujo de conocer a sus descendientes lejanos con ese modo de vida. Por raro que parezca, esto es ciencia estricta, no es fantasía. La única parte hipotética es la existencia de una nave que pueda viajar con tanta rapidez.
Einstein siguió trabajando y generalizó su relatividad especial para incluir en ella movimientos acelerados y la acción de campos gravitatorios; esto lo englobó en la teoría general de la relatividad enunciada en 1916. En ella se presenta un nuevo modelo para tratar a la gravitación. Newton la entendió como una acción a distancia entre dos cuerpos. Para Einstein la presencia de una masa deforma el espacio-tiempo a su alrededor; las trayectorias posibles de un rayo de luz ya no serán líneas rectas, serán geodésicas, esto es, la trayectoria más corta entre dos puntos. Por ejemplo, en un universo de sólo dos dimensiones, como es la superficie de una esfera, la distancia más corta entre dos puntos es el arco de círculo máximo que pasa por ellos y no la línea recta, pues ella no puede existir sobre la superficie de la esfera. La relatividad general proporciona una relación entre gravedad y geometría. El principio de equivalencia establece que un sistema uniformemente acelerado es indistinguible de un sistema sujeto a la presencia de un campo gravitatorio.
Una de las aplicaciones más inmediatas de la relatividad general es hacer un modelo del universo. Así lo hizo el propio Einstein en 1917. Como en esa época no se conocía la naturaleza del universo y para muchos el universo era la Vía Láctea, llena de estrellas y luego el vacío, Einstein trató de encontrar una solución estática a sus ecuaciones, pero le fue imposible. Sólo admitiendo una hipotética fuerza repulsiva entre las masas, que operaría en gran escala, pudo encontrar una solución para el universo que no cambiará en el tiempo. Esta solución dada por Einstein mostró ser errónea y su autor consideró posteriormente que la introducción de esa fuerza repulsiva fue uno de los más grandes disparates de su vida.
Los instrumentos astronómicos son un conjunto de herramientas desarrolladas con el propósito de llevar a cabo el estudio de los cuerpos celestes, incluidos los planetas y sus satélites, los cometas y meteoroides, las estrellas y la materia interestelar.
Modelos cosmológicos
El matemático ruso Alexander Friedmann (1888-1925) encontró en 1922 una serie de soluciones a las ecuaciones de Einstein que predecían universos dinámicos, en expansión o en contracción. Estas soluciones fueron redescubiertas por el abate belga Georges Lemaitre (1894-1966) en 1927. En 1928 el cosmólogo norteamericano Howard P. Robertson reformula un modelo planteado en 1917 por el holandés Willem de Sitter (1872-1935), en el cual se encuentra un corrimiento al rojo sistemático de las galaxias, que aumenta progresivamente con la distancia.
Mientras se estructuraba todo el marco teórico para entender el universo, en los Estados Unidos, más precisamente en Monte Wilson, California, gracias al más avanzado telescopio de su época, se daban los pasos que llevarían al más grande de los descubrimientos de la cosmología observacional. En 1925 el gran astrónomo de Monte Wilson Edwin Hubble, estudiando estrellas variables de la nebulosa de Andrómeda, demostró que era una galaxia en toda propiedad.
Hubble siguió estudiando estrellas variables en otras galaxias y determinando sus distancias. Desde hacía ya diez años el astrónomo Vesto Slipher del Observatorio Lowell de Estados Unidos estaba estudiando el espectro de una serie de galaxias y en la gran mayoría de los casos había encontrado que las líneas de absorción en sus espectros estaban desplazadas hacia el. rojo, indicando velocidades de recesión (alejamiento) bastante altas. Hubble, trabajando con Milton Humason, midió nuevas velocidades radiales de galaxias, como así también sus distancias.
En 1929 Hubble descubrió que todas las galaxias se alejan de la Vía Láctea y lo hacen con una velocidad tanto más grande cuanto más alejada se encuentren. La manera más sencilla de interpretar esa observación es aceptando que el universo se expande. Las distancias entre las galaxias van en aumento en proporción a las distancias mismas. La constante de proporcionalidad es 15 km/seg por cada millón de años-luz. Por ejemplo una galaxia a 100 millones de años-luz se aleja de nosotros a 1.500 km/seg. La situación es análoga a la de un queque con pasas que al ser puesto al horno empieza a aumentar su volumen; si el queque aumenta al doble su tamaño todas las distancias entre las pasas aumentarán al doble y cada pasa verá alejarse a las otras con una velocidad proporcional a su distancia. En ese ejemplo, las pasas representan a las galaxias y el espacio al queque. El hecho de que la velocidad de alejamiento sea proporcional a la distancia hace que no haya nada especial con nuestra galaxia; desde cualquier galaxia del universo se verá que todas las otras se alejan.
Esta ley de expansión del universo, llamada ley de Hubble, implica que las distancias que separan a las galaxias eran menores en el pasado. Se puede calcular el tiempo que demoró el universo en llegar a la situación actual suponiendo que se ha expandido siempre a la misma velocidad; resultan ser 20 mil millones de años, de acuerdo a la mejor estimación de la velocidad de expansión. Como el universo contiene materia y la gravedad representa una fuerza atractiva, ésta debe ir frenando la expansión y por ende en el pasado la expansión debe haber sido más rápida. La edad máxima que podría tener el universo si la retardación fuese nula es de 20 mil millones de años. La Tierra se formó hace 4.600 millones de años y se estima que los cúmulos globulares de la Vía Láctea tienen una edad que podría llegar a los 15 mil millones de años. La edad del universo debe ser mayor que 15 y menor que 20 mil millones de años.
Principio cosmológico
La vanidad del hombre aprendió a aceptar, después de duros golpes, que vivimos en un minúsculo planeta, de una estrella común y corriente, que junto con 200 mil millones más constituyen la Vía Láctea, que es una galaxia común entre miles de millones. Por eso se postula ahora, con mayor humildad, que nuestro lugar de observación del universo es uno como cualquier otro. Más técnicamente se postula que el universo es homogéneo e isotrópico, esto quiere decir que es igual desde cualquier punto y en cualquier dirección.
Un grupo de cosmologistas ingleses hicieron un agregado al principio cosmológico que los llevó al principio cosmológico perfecto: el universo es homogéneo e isotrópico e invariable en el tiempo. Este conduce a un modelo que se llama del estado estacionario que exige la creación de materia a partir del vacío. En la actualidad este modelo ha sido abandonado por casi todos los cosmólogos, por no poder explicar una serie de fenómenos, entre los más importantes, la radiación de fondo cósmico.
Parámetros fundamentales
Con el descubrimiento de Hubble de la expansión del universo la cosmología contemporánea entró en una fase clave. Einstein renegó su invención de una fuerza repulsiva para forzar un modelo estacionario y pareció claro que los modelos que surgen de las soluciones dadas por Friedmann y Lemaitre para universos en expansión eran las que había que explorar con más detalle. Desgraciadamente las ecuaciones de Einstein no son lo suficientemente restrictivas para producir una solución única. Se necesitaría una teoría donde todo lo que no esté prohibido sea obligatorio.
Dentro de la familia de soluciones de Friedmann y Lemaitre a las ecuaciones de Einstein cabe consignar dos grandes tipos de soluciones: los universos donde la expansión continúa para siempre y aquéllos en que se detiene para colapsarse sobre sí mismo en el futuro. Podemos compararlos con la situación de un proyectil lanzado hacia arriba en la Tierra. Si va a una velocidad moderada su movimiento vertical se irá frenando por acción de la gravedad terrestre hasta detenerse y luego caer nuevamente. Si su velocidad fuese mayor que 11,2 kilómetros por segundo (velocidad de escape de la Tierra) el proyectil disminuirá su velocidad, pero jamas llegará a detenerse totalmente, alejándose de la Tierra para siempre. Igualmente, la expansión del universo sin duda se está frenando por la acción gravitatoria del conjunto sobre sí mismo, pero la gran pregunta cosmológica es: ¿será la actual velocidad de expansión mayor o menor que la velocidad de escape? o ¿será suficiente la velocidad actual para expandir el universo para siempre? Eso nos indica que debemos medir en primer lugar, con la máxima precisión, la velocidad con que se expande el universo. Por otra parte la capacidad del universo de frenar la expansión depende de la cantidad de materia que contiene por unidad de volumen; si no tuviese materia la expansión no se frenaría en absoluto; si tuviese más materia que una cantidad crítica, en ese caso la fuerza de gravedad dominará a la larga a la energía cinética de las galaxias.
Un universo con materia suficiente para frenar la expansión es un universo cerrado; el espacio se cierra sobre sí mismo. En dos dimensiones la superficie de la Tierra es una superficie cerrada; tiene dos dimensiones, pero se curva en una tercera, cerrándose sobre sí misma. De ese modo la superficie terrestre es finita (tiene un número muy bien definido de kilómetros cuadrados) pero es ilimitada, no tiene un límite; podemos caminar sobre la Tierra sin correr el riesgo de llegar al borde de ella, como alguna vez se pensó. Un universo cerrado sería, en tres dimensiones, análogo al caso de la superficie terrestre. Tendría curvatura de tal modo que caminando siempre en la misma dirección, volveríamos al punto de partida, después de mucho tiempo. La Tierra localmente la podemos considerar plana (para los efectos de construir una casa, o caminar en una ciudad) pero sabemos que en gran escala es curva. Del mismo modo el universo sería plano (euclidiano) en escala local, pero curvo (esférico) al considerarlo en su totalidad. A escala cosmológica no sería válida la geometría euclidiana (plana); dos rayos paralelos terminarían por cortarse; los ángulos interiores de un triángulo sumarían más de 180°; la longitud de un círculo sería menor que 2 Pi R y su área menor que Pi R al cuadrado.
El universo sería, en tres dimensiones, como la superficie de la Tierra en dos, si ésta se estuviera inflando; las distancias entre todas las ciudades irían en aumento; llegaría un momento en que la expansión se detendría y empezaría una fase de contracción (como si la Tierra se desinfla), las distancias disminuirían hasta que todo llegase a un punto, tal vez para volver a explotar en un nuevo ciclo. ¿Dónde estaría en ese caso el centro del universo, el centro del cual empezó toda la expansión? Estaría en todas partes, pues todos, absolutamente todos, los puntos del espacio estaban juntos al comienzo, por lo que ninguno podría ahora arrogarse el derecho de haber sido él el centro; todos lo fueron y todos lo serán cuando se frene la expansión, siga la contracción y todo vuelva a un solo punto. El universo nacería de nuevo luego de la fase de contracción. Este carácter cíclico de un universo cerrado, también llamado universo oscilante, ejerce un gran atractivo filosófico para mucha gente. Viviríamos en una oscilación más del universo, habría habido miles antes y habría miles en el futuro. El problema del origen del universo se elude como en el caso del huevo y la gallina.
La otra gran alternativa cosmológica es un universo abierto, en el cual nunca se detendría la expansión; la explosión inicial habría sido tan violenta que jamás la gravedad del universo podría frenar. De acuerdo con la teoría de la relatividad este universo es infinito, la materia en él se expandirá para siempre y su geometría en gran escala es también curva, pero no ya como la superficie de una esfera sino como la de una silla de montar que en una dirección la superficie se hace cóncava y en la dirección perpendicular se hace convexa. Se dice de esta geometría que tienen curvatura negativa, en ella un par de rayos de luz paralelos se van separando luego. Aquí tampoco valen los resultados de la geometría de Euclides; los ángulos interiores de un triángulo suman menos de 180°; una circunferencia tiene una longitud mayor de 2 Pi R y un círculo un área mayor que Pi R al cuadrado.
Entre los dos tipos fundamentales de universo, ya descritos, hay un caso intermedio, un universo que no es ni abierto ni cerrado, un universo donde la velocidad de expansión actual no es ni mayor ni menor, sino igual a la velocidad de escape. Ese universo crítico tiene un gran atractivo, pues su geometría no tiene curvatura ni negativa ni positiva, tiene curvatura nula, esto es, la geometría es plana, euclidiana localmente y en gran escala. Este tipo de universo fue estudiado en detalle por Einstein y De Sitter en 1932 y se lo conoce como el modelo de Einstein-De Sitter. El universo en este caso frenaría la expansión pero le tomará un tiempo infinito hacerlo y todos los puntos, galaxias, se detendrían, pero separados una distancia infinita entre sí.
Quizás si el gran atractivo de un universo crítico es el hecho que es único. Existe una gran gama de posibles universos abiertos o cerrados. Volviendo a nuestra ya usada analogía de una piedra arrojada verticalmente hacia arriba hay una gama infinita de velocidades menores que la de escape; igualmente amplio es el abanico de casos en que la velocidad inicial supera a la de escape; sólo en un caso la velocidad será exactamente igual a la necesaria para alejarse para siempre pero llegar al infinito con velocidad nula. Últimamente se han desarrollado modelos del universo que en las etapas iniciales desarrollan un proceso inflacionario que los hace igualar a la velocidad de escape. En ellos el universo es crítico, como propiedad adquirida durante la inflación.
¿Cómo podemos distinguir entre los tres modelos del universo? ¿Es el universo abierto, cerrado o crítico? Un método es averiguar si en gran escala la geometría del universo es de curvatura negativa, positiva o nula. Las propiedades geométricas del universo son diferentes en cada caso. Por ejemplo en un universo con curvatura nula el volumen encerrado por una esfera hasta una distancia r está dado por la fórmula de la geometría de Euclides 4tit3/3. En un universo con curvatura negativa el volumen crece más rápido y con curvatura positiva más lento que en el caso euclidiano. Haciendo recuentos de objetos muy distantes en el universo y viendo cómo crece su número con la distancia sabremos en qué clase de universo vivimos.
La astronomía es la ciencia que estudia cuanto se refiere a los astros o cuerpos celestes, principalmente las leyes de sus movimientos. Sin embargo, el estudio de cómo funcionan los astros, como y cuando se formaron, etc., es parte de la astrofísica. Luego, la astrofísica es la parte de la astronomía que estudia las propiedades físicas de los cuerpos celestes, tales como luminosidad, tamaño, masa, temperatura y composición, así como su origen y evolución.
Los cuásares
La radioastronomía, estudio del universo a través de la detección de radiación electromagnética que corresponde a las ondas de radio, ha abierto una nueva ventana al cosmos para los astrónomos, expandiendo, asimismo, el conocimiento de la cosmología contemporánea. En 1960 cuando se intentaban ubicar las contrapartidas ópticas de las radiofuentes del tercer catálogo de fuentes cósmicas emisoras de ondas de radio, elaborado en la Universidad de Cambridge, en Inglaterra, se identificaron varias radiofuentes con estrellas muy azules; se las llamó radioestrellas. Entre ellas los objetos Nos 48 y 273 de la lista que se conocen como 3C 48 y 3C 273.
Las estrellas, por la temperatura que tienen, emiten casi toda su energía en la región óptica del espectro; las más frías lo hacen principalmente en el infrarrojo y las más calientes en el ultravioleta. Lo que las estrellas emiten en ondas de radio, como proceso térmico, es muy poco, mucho menos que lo que se puede detectar desde la Tierra con los instrumentos actuales. Las radioestrellas representaban por lo tanto un gran misterio. Además se encontró que variaba en intensidad tanto en luz como en ondas de radio. En 1963 el astrónomo holandés-norteamericano Maarten Schmidt interpretó el extraño espectro del objeto 3C 273 como el de un objeto con gran corrimiento hacia el rojo que equivalía a una velocidad de recesión de un 15% de la velocidad de la luz (45.000 km/seg). No podía ser entonces una estrella sino un objeto tremendamente distante y que la expansión del universo lo aleja de nosotros a esa gran velocidad. El objeto 3C 48 resultó ser de la misma clase pero con un corrimiento al rojo aún mayor.
Estos objetos fueron bautizados como "quasi stellar objects", lo que se abrevió como QSO, y de ahí a "quasars", en castellano cuásares.
Desde 1963 se han descubierto más de 4 mil cuásares, algunos que se alejan con velocidades mayores al 93% de la velocidad de la luz. Si se acepta que el corrimiento al rojo de las líneas del espectro de los cuásares es debido a la expansión del universo resultan ser los objetos más lejanos observados por los astrónomos. De su luminosidad aparente y su distancia, se puede calcular su brillo absoluto y resultan ser hasta mil veces más brillante que la más luminosa de las galaxias conocidas. Quizás pudieron haber sido simplemente galaxias muy grandes y distantes pero pronto se esfumó esa alternativa, pues en primer lugar la distribución espectral de la energía que emiten no es como la de una galaxia común y además su luz varía en unas pocas semanas. Eso implica que el tamaño de un cuásar es definitivamente menor que un año-luz (tal vez tan sólo 1 semana-luz).
Estamos entonces frente a un tipo de objeto que puede llegar a ser mil veces más brillante que una galaxia entera pero tiene un tamaño lineal entre cien mil y un millón de veces menor. Por mucho tiempo los cuásares han producido una gran controversia entre los astrónomos que han debatido acaloradamente todas las posibles explicaciones. Algunos astrónomos, dadas las dificultades teóricas de modelar un objeto que produce tanta energía en tan poco volumen, han cuestionado la interpretación del corrimiento al rojo de los cuásares como cosmológico, pensando que podrían ser objetos más cercanos, asociados de forma desconocida a nuestra galaxia o a galaxias cercanas. Dado que no han podido explicar en forma natural los corrimientos al rojo en los espectros, han sugerido que tal vez los cuásares requieran una nueva física para explicarlos. Eso en sí no es una explicación válida.
La mayoría de los astrónomos aceptan que los cuásares están muy lejos, donde tendrían por efecto cosmológico, el corrimiento al rojo que muestran sus espectros. Algunos estudiosos de la cosmología se han sentido casi agredidos por sus colegas que plantean ideas exóticas sobre los cuásares, al punto de producirse entre ellos ásperas relaciones personales por una controversia que pese a tratarse de lo más remoto a nosotros, su explicación constituye uno de los grandes desafíos intelectuales de la astronomía contemporánea.
Hoy se cree que los cuásares son un fenómeno transitorio que le ocurre al núcleo, la parte central, de algunas galaxias, que los lleva a aumentar tremendamente su luminosidad, superando ampliamente a la de la galaxia entera. Se cree que por colisiones estelares y aglomeración de materia en el centro mismo de la galaxia, se puede ir condensando materia en gran cantidad, y que llegado el caso, la fuerza gravitatoria de ella no puede ser equilibrada con ninguna fuerza conocida en el universo y ese objeto masivo del núcleo colapsa para formar un hoyo negro. El hoyo negro central de un núcleo galáctico puede contener cien o mil millones de masas solares.
Un hoyo negro es un objeto tan, pero tan denso, que ni siquiera la luz puede escapar de él. Si una masa como la del Sol (2 x 1033 gramos) se comprime en el volumen de una esfera de 3 kilómetros de radio, la velocidad de escape de esa esfera igualará a la velocidad de la luz. El Sol entero, toda su masa, colapsaría a un punto, pues no se conoce ninguna fuerza que pueda sostenerlo como una esfera de ese tamaño. Tendríamos un punto geométrico con toda la masa del Sol en torno al cual habría una zona esférica, con 3 km de radio, dentro de la cual la velocidad de escape sería mayor que la velocidad de la luz.
De acuerdo a la teoría de la relatividad nada ni nadie puede siquiera alcanzar, y ni hablar de superar, la velocidad de la luz; si alguien entra dentro de esa esfera jamás podrá regresar a nuestro universo. Ni siquiera la luz podrá escapar de esa región. De acuerdo con la equivalencia de Einstein entre masa y energía, su famosa fórmula E=m*c2, un rayo de luz que contiene una cierta energía, posee una masa asociada (la masa es energía y la energía masa; ambas son dos manifestaciones de lo mismo). Por lo tanto un rayo de luz es desviado por un campo gravitacional, su trayectoria deja de ser una línea recta. Si el campo gravitatorio es muy intenso el rayo de luz se curva, como en la cercanía de un hoyo negro, y finalmente si el rayó entrara a un distancia igual a 3 km de una masa colapsada como el Sol no podría escapar. Ese raro objeto no se podría iluminar con una linterna, pues no devolvería luz en absoluto y sería un hoyo del cual es imposible salirse si nos caemos a él. Por lo tanto sería un hoyo negro; allí le faltaría un pedazo al universo. La superficie de la esfera de 3 km de radio en ese ejemplo, se llama el horizonte de los eventos; desde allí hacia adentro no podremos devolvernos jamás, esa superficie separa a nuestro universo y el interior del hoyo negro. El interior del hoyo negro es un universo desconocido, del cual jamás tendremos noticias, y es algo verdaderamente extraño. En él nada ni nadie puede permanecer en reposo en su interior; todo se precipita al centro; en el interior del hoyo negro transcurre el espacio, del mismo modo que en nuestro universo transcurre el tiempo.
El radio del horizonte de eventos de un hoyo negro crece linealmente con la masa; un hoyo negro de un millón de masas solares tendría un horizonte de eventos esférico, de 3 millones de kilómetros de radio. Cualquiera se puede acercar a un hoyo negro "casi" hasta el horizonte de eventos. Luego le costará mucho alejarse pero lo podrá lograr (teóricamente al menos). Por ejemplo en torno a un hoyo negro de 1 millón de masas solares a 3 millones de kilómetros se necesitará una nave que acelere hasta la velocidad de la luz para escapar (lo cual es imposible) e incluso viajando a la velocidad de la luz simplemente evitaríamos caernos, permaneciendo en el mismo sitio. Pero a 6 millones de kilómetros la velocidad de escape es 212.000 km/seg (un 71% de la velocidad de la luz) y a una distancia de 12 millones de kilómetros la velocidad de escape es de 150.000 km/seg (un 50% de la de la luz). De ahí sí podríamos escaparnos, con una nave adecuada, muy distinta de las que se usan actualmente, que permiten alcanzar sólo algo más de 10 kilómetros por segundo.
Del mismo modo que la boca de un pozo, un hoyo negro no perdona a nada ni nadie que entre dentro de su horizonte de eventos, pero fuera de él sólo ejerce una fuertísima atracción gravitacional a su alrededor sin propiedades mágicas. Un hoyo negro no devora ni succiona, simplemente no devuelve nada de lo que se cae a él. Tal vez podríamos ejemplificar mejor aún a un hoyo como un pozo, de profundidad infinita, pero donde la boca del pozo esté al final de una gran zona como embudo; la boca del pozo es el fin inexorable pero del embudo sí se podría en principio retornar aunque con mucho esfuerzo.
Pero ¿qué tiene que ver un hoyo negro con un cuasar? Se ha postulado que un hoyo negro podría ser la máquina que mueve un cuasar, su corazón. Materia precipitándose al hoyo negro se pondría a girar en torno a él antes de caer, como en el cono del embudo de un pozo. El material allí girando formaría un disco en torno al hoyo negro que emitiría una gran cantidad de energía que provendría de la inmensa velocidad que adquiere la materia al irse acercando al hoyo negro. El disco de acumulación en torno a un hoyo negro se forma fuera del horizonte de eventos, por lo cual su radiación sí se puede alejar del hoyo negro hasta el infinito. De la parte interior del disco se precipita materia al hoyo negro que pasa a "engordarlo". Este proceso de emisión de energía en la periferia de un hoyo negro es tremendamente eficiente, llegando en algunos casos a producir energía equivalente al 40% de la masa que se precipita al hoyo negro. La fusión nuclear de 4 átomos de hidrógeno para producir un átomo de helio sólo llega a un 0,7% de eficiencia; con un kilogramo de hidrógeno se generan 7 gramos de energía. En un hoyo negro, una masa cualquiera de 1 kilogramo podría producir 400 gramos de energía pura. La energía que emite un hoyo negro (la periferia de él) es simplemente energía gravitacional.
La conversión de masa en energía en un hoyo negro se cree que es lo que alimenta de energía a un cuasar, por ser el proceso más eficiente que se conoce. Además un hoyo negro de cien millones de masas solares, tendría un tamaño, con su disco de acumulación alrededor, menor que 1 día-luz. En una pequeña región del espacio se podría generar esa cantidad extraordinaria de energía; la variabilidad de los cuásares exige que sean pequeños. Es muy difícil hacer un modelo de un cuásar, que explique todas sus propiedades, recurriendo a la energía nuclear como fuente energética. Los modelos más aceptados en la actualidad son los que contienen como ingrediente principal un hoyo negro supermasivo.
Los hoyos negros parecen ser los objetos más eficientes para producir energía, por paradojal que parezca. La energía se produce y es emitida en la vecindad del horizonte de eventos, no dentro de él. Hasta la segunda o tercera década del siglo XX nadie había oído hablar de la energía atómica y se postuló que era la fuente de energía que mantiene encendidas a las estrellas. Parecía algo muy lejano, sin embargo ahora la energía atómica forma parte integral de nuestra civilización (para bien y para mal). Hoy nos parece que un hoyo negro y la generación de energía en torno a él, son algo muy lejos de nuestra realidad, ciencia-ficción. Pero ojo, que es más ciencia que ficción y tal vez llegue el hombre a dominar la energía de un hoyo negro y abastecerse de ella, por ejemplo arrojando basura a un hoyo negro y obteniendo energía para vivir, en lo que ha sido bautizado como la ciudad superecológica.
Cuásares y cosmología
Para estudiar la geometría del universo a gran escala es necesario mirar tan lejos como sea posible. Ese es un principio básico de la cosmología. Para ver los efectos de la curvatura de la Tierra, por ejemplo, hay que mirar objetos muy lejanos. Si contemplamos un barco en el horizonte veremos que ha desaparecido primero su casco. Igualmente sabremos si la geometría del universo es esférica (universo cerrado), plana o hiperbólica (universo abierto) sólo si miramos objetos muy lejanos. Los cuásares por ser lo más remoto que se puede observar, parecen ideales para el propósito. Desgraciadamente son objetos que no pueden durar toda la vida del universo emitiendo la energía que se les observa. Efectivamente se encuentra que eran más abundantes en el pasado; ahora son muy poco frecuentes. ¿Cómo se los puede observar actualmente? Porque cuando miramos un objeto muy lejano lo vemos como era hace tiempo. La luz de un cuásar remoto salió del cuásar hace unos quince mil millones de años. Estamos viendo cómo era el cuásar en aquel momento, no como es ahora. Al mirar muy lejos estamos mirando en el pasado. En el universo podemos hablar de aquí-ahora y allá-entonces. a Centauri, la estrella más cercana, la vemos como era hace cuatro años y unos meses atrás; las Nubes de Magallanes las vemos como eran hace 170 mil años; la galaxia de Andrómeda, como era hace dos millones de años; los cuásares como eran hace tres, cinco, o quince mil millones de años, según la distancia a que se encuentren.
Si recordamos que la Tierra tiene 4.600 millones de años, veremos que la luz que recibimos hoy de muchos cuásares salió de ellos mucho antes que se formara la Tierra. Dicho al revés, si en algún planeta de una estrella de una galaxia cuyo núcleo albergará un cuásar en su seno, estuviesen unos seres inteligentes preguntándose cómo es aquella manchita luminosa minúscula que ellos observan con sus telescopios (la Vía Láctea) y pudiesen mirar con un telescopio gigantesco, no verían ni el Sol ni la Tierra; si fuese un cuásar lejano estarían viendo nacer la Vía Láctea, hace quince mil millones de años. Si se tratase de un cuásar cercano, verían la Tierra como era hace 3 mil millones de años, cuando las primeras manifestaciones de vida estaban aún en sus albores. Es interesante pensar que desde distintas estrellas de nuestra galaxia, en principio, podría estar alguien mirando lo que ocurría hace cuatro, diez, cien, mil, hasta cien mil años. Algunos estaríamos en la edad de piedra; otros nos verían en plenas Cruzadas, etc. Más lejos, en el cúmulo de galaxias de Virgo estarían más atrasados de noticias aún; sufrirían viendo la catástrofe que extinguió a los dinosaurios hace 65 millones de años.
Para poder comparar objetos cercanos con objetos lejanos en el universo es fundamental corregir por ese efecto de perspectiva en el tiempo; los lejanos los vemos más jóvenes, cuando posiblemente también eran distintos. Por desgracia para la cosmología, todavía no se entiende a los cuásares lo suficiente (no se sabe cómo envejecen) como para poder utilizarlos en el desciframiento de la geometría del espacio a gran escala.
El big-bang
Otra manera de distinguir el tipo de universo que habitamos es saber cuánta materia contiene por unidad de volumen, pues eso nos indica si será o no capaz de frenar la expansión actual. Si la densidad es mayor que un valor crítico podrá frenarlo, y el universo será cerrado, esférico. Si por el contrario la densidad fuese menor, en ese caso estaríamos viviendo en un universo abierto, infinito, que en gran escala tendría una geometría como una silla de montar. Sólo si la densidad fuese igual a la densidad crítica el universo sería infinito, plano y la expansión se frenaría, pero en el infinito.
La densidad observada actualmente en el universo es menor que la crítica por un factor 5. Eso significa que el universo es abierto, infinito, su geometría que localmente es plana, en gran escala es análoga a la superficie de una montura (geometría hiperbólica). Eso implicaría que la expansión se inició hace 18 mil millones de años y que el universo morirá congelado en el futuro infinito. Sin embargo, aún hay astrónomos que creen que es posible que sólo veamos parte de la materia del universo y que haya mucha materia que no emita luz y que por lo tanto no sea fácil saber de su existencia. Si el universo estuviese lleno de piedras o planetas no serían detectables por ningún medio y podría contener suficiente materia para cerrar el universo. Los neutrinos, partículas subatómicas, también podrían contener masa invisible que cierre el universo, si estuviesen presentes en cantidad suficiente. En resumen diríamos que el universo es abierto pero el debate sobre el punto aún continúa.
La expansión del universo tiene como consecuencia inmediata el que las galaxias estaban más cerca en el pasado, y como ya dijimos, hace 18 mil millones de años todas las galaxias deben haber estado en el mismo punto. Un gas al expandirse se enfría, por lo cual el universo debe estarse enfriando en este momento; en el pasado la temperatura del universo era mayor, y si llegamos al punto donde todo el universo estaba concentrado a máxima densidad, la temperatura debe haber sido altísima. El cosmólogo belga Georges Lemaitre propuso en 1931 que el universo empezó a partir de un objeto que llamó el átomo primordial. No era obviamente un átomo en el sentido usual, pues contenía toda la materia del universo. Era inestable y se desintegró en millones de pedazos. Posteriormente, en 1949, el físico ruso-norteamericano George Gamow (1904-1968) propuso que el universo había empezado en una gran explosión inicial, de un estado de altísima densidad y temperatura. Esa teoría es conocida por su nombre en inglés de teoría del "big-bang", la gran explosión.
Gamow y otros colaboradores trataron de desarrollar una explicación detallada de cómo, mediante reacciones nucleares en los primeros instantes de la explosión, se habrían formado todos los elementos químicos, en la proporción que se los conoce actualmente en el cosmos. En los años cincuenta quedó claro para los astrónomos que tal vez el hidrógeno y el helio se formaron en el momento inicial del universo, pero el resto de los elementos químicos se formaron en el interior de las estrellas, y en la explosión de las supernovas. Como Gamow planteó que todos los elementos químicos se formaban en el big-bang la teoría cayó por varios años casi en el olvido.
En 1964 los astrónomos norteamericanos Arno Penzias y Robert Wilson, observando en los laboratorios de la "Bell Telephone" en los Estados Unidos, descubrieron con una antena especial, un ruido de fondo en la banda de ondas de radio, que parecía provenir de todas partes del universo. Inmediatamente esa radiación descubierta por Penzias y Wilson fue interpretada como la radiación remanente de la gran explosión inicial. La radiación corresponde en la naturaleza a la que emite un cuerpo a 3 grados Kelvin (270 grados Celsius bajo cero). Esa sería la temperatura actual del universo. La expansión va enfriando al universo y de un estado de altísima temperatura, en el presente la temperatura es de sólo 3 grados sobre cero absoluto.
Penzias y Wilson obtuvieron el premio Nobel de Física en 1978 por su fundamental descubrimiento, y con él quedó definitivamente establecida en el mundo científico la teoría de Gamow del big-bang. La radiación descubierta por Penzias y Wilson se ha dado en llamar radiación de fondo cósmico, o simplemente radiación de fondo, y es una predicción de la teoría del big-bang, perfectamente verificada, y que otras proposiciones alternativas de universo, como la teoría del estado estacionario, no puede predecir ni siquiera explicar en forma satisfactoria.
Los primeros minutos del universo
Las condiciones físicas del universo en sus primeros instantes son algo totalmente desconocido. Es un misterio que aún la cosmología no resuelve. Sin mebargo, con los avances de la física de partículas se puede seguir actualmente el rastro del universo desde que han transcurrido 10,43 segundos a partir de la explosión, esto es una diezmillonésima de una trillonésima de una trillonésima de segundo. En ese momento todo el universo observable tenía un tamaño de 10,33 cm, muy inferior a un núcleo atómico. En el instante inicial, todo debería haber estado comprimido en un punto, sin volumen y con todo el universo dentro de él. Esto se llama en física una singularidad. Dentro de ella ni el espacio ni el tiempo pueden existir. Por lo tanto, el comienzo de la expansión representa la creación del universo. La singularidad de los modelos de Friedmann es lo más cercano al acto de creación que ha encontrado la ciencia.
Si tomamos los modelos de Friedmann literalmente, entonces no tan sólo el espacio-tiempo empezó a existir en la singularidad, sino también toda la materia del universo. Es importante recalcar que se crea la materia y también el espacio-tiempo en la singularidad. Esto contrasta con el recuento bíblico donde la materia es creada en un vacío preexistente. Antes de la expansión no sólo no había materia sino que tampoco había ni espacio ni tiempo. La singularidad es entonces un límite temporal para todas las cosas. De este modo la pregunta ¿qué había o pasaba antes del big-bang?, deja de tener sentido; no existe antes del big-bang, pues no existía el tiempo. También pierde sentido la pregunta qué causó el big-bang, pues causa implica un orden temporal (una causa siempre precede a un efecto) que no existía sino hasta el instante del comienzo de la expansión. Todas estas consideraciones muestran que el evento de creación es físicamente mucho más profundo en la teoría de la relatividad que en la Biblia. Si viviésemos en un universo cerrado, en que la expansión se detendría y todo terminaría en una contracción, que eventualmente conduciría a lo que podemos llamar un gran apretón, el espacio-tiempo desaparece y podría surgir de nuevo; tendríamos un universo cíclico (tal vez), pero el espacio y el tiempo serían nuevos cada vez; el universo pierde totalmente la memoria de lo que pasó antes del big-bang. La gran explosión vuelve cada vez a surgir de la nada; el universo sería cíclico pero cada ciclo sería un universo nuevo, único, por no tener conecciones con ningún otro ciclo; ni habría ciclo ni previo ni posterior a él, pues no existe ligazón temporal entre ellos.
Con los actuales conocimientos de la física no se puede estudiar el universo en esa pequeña fracción de segundo entre el instante inicial y 10,43 segundos. Ahí se necesita una teoría quántica de la gravitación que no se ha desarrollado aún. Ese instante se llama el tiempo de Planck del universo y a partir de él sí se conoce la física y podemos modelar lo que ocurrió. La densidad del universo en ese instante alcanza 1090 gr/cm3. Pese a la frustración de no poder seguir al universo desde su origen mismo, no deja de ser sorprendente que se puedan hacer modelos científicos del universo cuando tenía menos de un segundo de edad.
El universo en ese momento debe haber sido tremendamente caliente, pues un gas al expandirse se enfría, y eso ha venido haciendo el universo desde la gran explosión. Ese estado inicial del universo es descrito a veces como la bola de fuego primordial. A esas altísimas temperaturas no pueden haber existido moléculas ni siquiera átomos como los conocemos. Sólo los constituyentes del núcleo atómico y otras partículas pueden haber estado presentes con una gran cantidad de radiación, todo en perfecto equilibrio termodinámico (todo a la misma temperatura). Empecemos nuestro recuento cronológico del universo cuando habían transcurrido una millonésima de segundo. En ese instante la temperatura del universo era de 1 billón de grados (un millón de millones). Es el comienzo de lo que se ha dado en llamar la era de los leptones. Las partículas más familiares que constituyen el núcleo de los átomos, los protones y los neutrones conviven en equilibrio con los electrones, y otras partículas como los muones, neutrinos y rayos gamma. Éstos tenían tanta energía que espontáneamente se transformaban en pares electrón-positrón que se aniquilaron entre sí al poco andar (el positrón es la antipartícula del electrón; la materia con la antimateria se aniquilan tan pronto se encuentran). En una primera época dominaron las partículas nucleares y se llama la era de los hadrones, nombre genérico para protones, neutrones, mesones, etc. Al bajar la temperatura las reacciones que crean pares de partículas-antipartículas ya no fueron posibles con hadrones y sólo con las partículas livianas como los electrones y positrones; ahí empezó la era de los leptones.
A medida que la temperatura bajaba los muones empezaron a desaparecer, y luego los positrones. Después de transcurridos diez segundos la temperatura había descendido ya a unos pocos miles de millones de grados, y el interés principal se centra en lo que hacían los protones, los neutrones y los electrones, los tres constituyentes primordiales de los futuros átomos.
En este instante empieza una nueva era llamada la era del plasma. La cosmología, en ese instante, logra dar un nuevo paso. La temperatura es ya lo suficientemente baja para que los neutrones puedan combinarse con los protones y formar átomos de helio, que contienen dos protones y dos neutrones. Cálculos detallados de las reacciones nucleares que ocurren en ese momento muestran que todos los neutrones quedan atrapados en átomos de helio, con unos pocos, muy pocos, combinados con un protón formando un deuterio (núcleo pesado del hidrógeno). El 10% de los núcleos que emergen son de helio y el resto son protones (núcleos de átomos de hidrógeno). Como un átomo de helio pesa cuatro veces más que uno de hidrógeno, por masa, el 25% del universo queda en forma de helio y el 75% restante como hidrógeno. Se forma una pequeñísima cantidad de litio y de deuterio, que no alcanza a sumar un 1%. Las reacciones nucleares que forman helio a partir de protones y neutrones ocurre algo después de transcurrido tres minutos en la vida del universo. Cuando ha pasado ya treinta minutos la temperatura y densidad son ya demasiado bajas en el universo para que continúen los procesos nucleares y la composición química antes señalada, se congela para siempre. El universo continúa expandiéndose, pero su temperatura es muy alta aún para que puedan existir en él átomos individuales, con un núcleo y electrones a su alrededor. Cuando han transcurrido 700.000 años, recién entonces la temperatura es suficientemente baja para que los protones se puedan combinar con los electrones para formar átomos neutros. Ahí termina la era del plasma, y comienza la era de la materia que dura hasta ahora.
A partir de ese momento la radiación existente en el universo deja de interactuar con la materia para siempre y empieza su lento enfriamiento que la lleva hoy a presentar el aspecto de radiación de un cuerpo de 3 grados de temperatura, cuando se la observa con instrumentos como los de Penzias y Wilson. Esa radiación de fondo de cielo es un gran descubrimiento, que hace pensar que es correcta, a lo menos en grandes rasgos, la teoría del big-bang caliente, planteado hace 40 años por George Gamow.
Formación de las galaxias
Pasados ya 700.000 años desde la gran explosión, los núcleos y los electrones se reúnen en átomos eléctricamente neutros. El universo continúa expandiéndose y su densidad era la misma en todas partes; el universo debe haber sido muy homogéneo, pues la radiación dejó de interactuar con la materia justo en ese momento y la observamos ahora cómo la radiación de fondo cósmico y es perfectamente uniforme hasta el límite de las observaciones. Por eso se presume que la materia debe haber estado muy uniformemente distribuida en el momento de la recombinación. Sin embargo, un aumento local de la densidad (fluctuación) puede haber aumentado con el correr del tiempo, si era lo suficientemente grande. Tal como discutiera ya hace casi tres siglos Newton y Bentley, un universo homogéneo es inestable y ligeras inhomogeneidades pueden resultar en la formación de condensaciones que lleguen a estar dominadas por la gravitación y dejen de expandirse con el resto del universo.
Cuando se dice que el universo actualmente se expande se quiere decir que las distancias entre los cúmulos de galaxias aumentan sistemáticamente en el tiempo. La expansión no influye a escalas menores, donde las fuerzas gravitatorias o de otra índole dominan los movimientos. Si todo, absolutamente todo, se estuviera expandiendo en el universo, incluida la Galaxia, el Sol, el sistema solar, la Tierra, todos los átomos y por ende las personas y las cosas, en ese caso no nos podríamos haber dado cuenta de la expansión. La razón es la misma, por la cual no podríamos darnos cuenta de que un niño crece si al mismo tiempo estuviese creciendo la vara de medir; siempre nos parecería que llega hasta la misma marca.
Hoy se observan en el universo cuásares tan lejanos que su luz ha estado recorriendo el universo por 15 mil millones de años antes de entrar en los telescopios. Se han observado galaxias en compañía de cuásares hasta grandes distancias, y se cree que los cuásares son los núcleos súper luminosos de algunas galaxias espirales. Por lo tanto las galaxias se deben haber formado entre 700 mil y 3 mil millones de años después del momento de la gran explosión. La edad del universo debe ser menor que 20 mil millones de años; 18 mil millones es una buena estimación que adoptaremos de aquí en adelante.
Las fluctuaciones en el universo primitivo deben haber crecido en tamaño hasta llegar al punto donde la fuerza de gravedad dentro de la fluctuación empezó a superar la expansión y adquirió identidad propia. Se piensa que esas fluctuaciones pueden llegar a ser lo suficientemente grandes para contener una masa equivalente a mil billones de masas solares, y haber dado origen a un cúmulo de galaxias. Una vez que la fluctuación, ese inmenso pedazo de universo, empieza a contraerse, no se mantendrá homogéneo por mucho tiempo. Las pequeñas inhomogeneidades empiezan a aumentar y colapsa gravitacionalmente en forma independiente del resto y formarán galaxias. El fragmento inicial (cúmulo) se dividirá en unos pocos miles de fragmentos menores, que constituirán las galaxias individuales. Algunos darán origen a galaxias elípticas, otros a espirales, los menores a irregulares. ¿Qué determina la formación de una galaxia espiral o una elíptica? Ese problema fundamental en el campo de la formación de galaxias no está totalmente claro aún. La razón principal que determina el tipo de galaxia parece ser la cantidad de rotación inicial que tenga el fragmento y su densidad. Si el fragmento gira muy lentamente y su densidad es alta, el colapso gravitacional, la contracción del fragmento, procederá y formará estrellas con una distribución esférica o casi esférica, transformando todo el gas en estrellas; constituirá una galaxia elíptica. Si por el contrario el fragmento inicial que va a dar origen a una galaxia rota en mayor medida, al irse contrayendo su rotación crecerá en velocidad. Eso creará una fuerza centrífuga que frenará la contracción, salvo en la dirección del eje de rotación. La nube se achatara; se irán formando estrellas pero la mayoría del gas se precipitará finalmente a un disco, dentro del cual se formarán las estrellas posteriormente. Esa será una galaxia espiral.
Formacion de la vía láctea
La Vía Láctea debe haberse formado como se acaba de describir. Una gran nube, tal vez de un millón de años-luz de diámetro se contrajo y cuando la densidad había aumentado se formaron condensaciones que contenían entre cien mil y un millón de masas solares. Esos fueron los cúmulos estelares globulares, de los cuales se conocen más de cien en la Galaxia. Ellos se formaron en un volumen esférico de más de cien mil años-luz de diámetro.
La nube que dio origen a la Vía Láctea, como así también las que dieron origen a todas las galaxias del universo, contenía inicialmente hidrógeno en un 75% y helio en un 25% de su masa; contiene pequeñísimas cantidades de deuterio y litio, nada más. Las primeras estrellas que se formaron en la Galaxia, las estrellas que se formaron en los cúmulos globulares, tienen una composición química muy similar a la descrita, por lo cual deben haberse originado a partir de gas primordial, sin alteración.
Las estrellas viven sus vidas transmutando hidrógeno en helio obteniendo con ello la energía suficiente para mantenerse brillando. Al agotarse el hidrógeno en el núcleo, transforma el helio en carbono y, posteriormente, si su masa supera las 8 masas solares, transmuta carbono en oxígeno, neón, luego magnesio, silicio, azufre, etc., hasta llegar a formar un núcleo de hierro, cobalto y níquel. En ese momento la estrella consumió todo su combustible nuclear. Una posterior contracción de sus zonas centrales le causará un colapso, la estrella implota (se desploma hacia adentro] para rebotar y explotar, causando un aumento brutal de la temperatura en el frente de choque de la explosión, la cual sirve para sintetizar una serie de elementos químicos más pesados que el hierro. El fenómeno de la explosión de una estrella, muy poco frecuente en una galaxia, se observa, pues la estrella por algo más de un mes se hace unas diez mil millones de veces más brillante que el Sol, en términos absolutos. El fenómeno se conoce como supernova. Antiguamente se llamó novae, estrellas nuevas, a las estrellas que "aparecen súbitamente en el cielo", pues pensaban que eran estrellas verdaderamente nuevas. Hoy se sabe que son estrellas viejas que aumentan bruscamente su brillo. Las novas ordinarias en su máximo son diez mil veces menos brillantes que las supernovas, de ahí que a estas últimas se les agrega el prefijo "super" para distinguirlas.
Las supernovas, al arrojar violentamente la mayoría de su masa al espacio, entre la que se cuenta los elementos químicos pesados formados durante la explosión mismas, más los elementos sintetizados en el interior de la estrella en el curso de su vida, ensucian las nubes de gas que aún no forman estrellas. Las supernovas son los grandes agentes contaminantes del espacio cósmico. Pese a que los tamaños de las galaxias son muy grandes, la velocidad de la explosión de una supernova, de hasta 20.000 kilómetros por segundo, le permite avanzar una gran distancia en pocos años (la onda de choque de la explosión recorre un año-luz, en quince o veinte años). Al cabo de unos pocos miles de años el gas rico en elementos químicos pesados se ha mezclado totalmente con el gas interestelar.
Se calcula en casi mil millones de años el tiempo de formación de una galaxia grande como la nuestra. En ese lapso pueden nacer, vivir y morir varias generaciones de estrellas de gran masa, cuya vida media es muy corta, menor que diez millones de años. Por lo tanto, pese a que el gas que contienen las galaxias inicialmente es limpio, con sólo hidrógeno y helio, durante la formación de las estrellas ese gas se va contaminando y alcanzan a nacer muy pocas estrellas con una composición química parecida a la del big-bang. La contaminación es rápida y muy eficiente.
En la primera etapa la conversión del gas en estrellas es un proceso muy poco eficiente, originándose el halo de la Vía Láctea. El resto del gas (la mayor parte) se colapsa a un disco donde la contaminación de las supernovas se hace más eficiente, y las estrellas que se forman en el disco de la Vía Láctea contienen elementos químicos pesados como el carbono, nitrógeno, magnesio, neón, silicio, etc., en una proporción mucho mayor que las estrellas del halo.
El Sol es una estrella que se formó mucho después del nacimiento de la Galaxia. En el disco quedó una gran cantidad de gas remanente y en él, por la rotación de la galaxia, se forman ondas espirales (como las ondas que se le forman a una taza de café cuando la revolvemos). Esa onda espiral, cuando pasa por una nube de gas interestelar, la comprime y la transforma parcialmente en estrellas. Hace 4.600 millones de años, en un lugar anónimo de la Galaxia se inició la contracción de una nube que a la larga se habría de hacer famosa, pues dio origen al Sol y su sistema asociado, entre otras cosas minúsculas a la Tierra y, entre ellas, mucho tiempo después, a todos nosotros.
Evolución química y biológica de la galaxia
La Galaxia empieza como una gigantesca nube en la cual la gravedad interna va dominando a la presión del gas debido a la temperatura y comienza a contraerse. Ese gas contenía inicialmente hidrógeno (75%) y helio (25%). Se producen condensaciones en el gas que comprende zonas que contienen entre cien mil y un millón de masas solares. Esas zonas logran una densidad mayor que el resto y colapsan más rápido. Al aumentar su densidad se fragmentan a su vez en innumerables condensaciones menores, que darán origen a estrellas individuales. Se forma así un cúmulo estelar del tipo globular en los suburbios de la Vía Láctea. Las estrellas más masivas evolucionan muy rápido, explotando como supernovas en un tiempo del orden de 10 millones de años. Los residuos arrojados al espacio por la supernova, se difunden rápidamente y se mezclan con el gas que aún no ha formado estrellas, contaminandolo de elementos químicos como el carbono, nitrógeno, oxígeno, silicio, hierro, etc. Continúa la contracción general de la nube que está dando origen a la Galaxia, y sigue la lenta formación de estrella que, a medida que progresa hacia el centro de la galaxia, forma cada vez estrellas más ricas en elementos pesados. Finalmente un gran porcentaje del gas inicial se precipita a un disco que se fue formando debido a la rotación inicial de la nube.
El gas que constituye el disco de la Vía Láctea contiene entre un 1 y un 2% de su masa en forma de esta contaminación de elementos más pesados que el helio. Ahí lentamente continúa la formación de nuevas estrellas y la muerte de otras como supernovas que van a contribuir al enriquecimiento químico de la Galaxia.
Las estrellas de primera generación es difícil que tengan planetas girando a su alrededor, pues los elementos químicos pesados parecen jugar un papel clave en la formación de éstos. De cualquier modo no podrían ser planetas ni remotamente parecidos a la Tierra pues sólo contendría hidrógeno y helio. Por lo tanto tampoco podría surgir en ellos ningún tipo conocido de vida. En la mayoría de los cúmulos globulares la abundancia de elementos pesados es tan baja que es casi imposible que pueda existir, en un millón de estrellas, tan sólo un planeta con vida; menos aún con seres inteligentes. Los cúmulos globulares podríamos decir que son los grandes desiertos del universo, pues no albergan ninguna forma de vida.
En las estrellas del disco la composición química es semejante al Sol y por lo tanto en ellas se espera que tengan sistemas planetarios, algunos muy semejantes al nuestro. ¿Qué probabilidad hay de que exista vida en otros sistemas planetarios de otras estrellas? Bueno, no todas las estrellas son iguales al Sol; hay algunas muy calientes que emiten mucha luz ultravioleta y que tienen una vida muy corta; en ellas no se espera que se pueda formar vida. Hay por el contrario otro grupo de estrellas que son muy frías y poco luminosas, donde los planetas pueden estar congelados. Sin embargo hay un gran número de estrellas con condiciones semejantes a las del Sol. Aceptando que sólo el 10% de las estrellas de la Vía Láctea tiene condiciones razonablemente parecidas a las del Sol, habría unas 20 mil millones de ellas en la Galaxia.
La aparición de la vida en torno a una estrella dependerá también de que tenga un planeta a la distancia apropiada de la estrella. En el sistema solar Mercurio está demasiado cerca del Sol y se quema, en cambio Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno están demasiado lejos y se hielan. Sólo Venus, la Tierra y Marte están a la distancia correcta para tener una temperatura compatible con la formación de vida. Sin embargo, por factores que no son claros, la evolución de los tres planetas ha hecho que sean muy distintos entre sí. Venus es un verdadero infierno, con temperaturas de casi 500 grados, una atmósfera tan densa que la presión en ella supera 90 veces a la terrestre. Además, por si fuera poco, hay nubes de ácido sulfúrico en su atmósfera. Muchos infiernos de la literatura son sólo un pálido reflejo de un paisaje venusiano. Marte, por el contrario, perdió casi toda su atmósfera y por ello perdió la capacidad de tener líquidos en su superficie, no hay mares ni océanos, ni ríos, ni lagos. Marte quizás tuvo ríos y agua fluyente como parece mostrarlo las fotografías tomadas por las naves Mariner. Algo pasó que transformó la atmósfera, debilitándose, al punto que ya no pudo haber líquidos en la superficie marciana. Los experimentos de las naves Vikings han sido negativos en la búsqueda de vida en Marte. No se han detectado ni animales ni plantas ni siquiera microorganismos.
Suponiendo que en la mitad de las estrellas, como el Sol, hubiese un planeta en el lugar preciso para tener la temperatura adecuada, tendríamos 10 mil millones de planetas como la Tierra en la Galaxia, en los que potencialmente podría surgir la vida. Luego, para saber en cuántos planetas puede haber vida inteligente, con habilidad tecnológica, con quienes pudiésemos hablar por radio, hay que saber cuán probable es que surja vida en un planeta si las condiciones son las adecuadas; que la vida evolucione hacia seres inteligentes y por último que ellos avancen hacia una sociedad tecnológica. Todos estos factores escapan al dominio de la astronomía y son de competencia de la bioquímica, biología y sociología. Según estimaciones de varios científicos, posiblemente en uno de cada cien planetas surja una civilización técnicamente avanzada. Por lo tanto habría 100 millones de planetas en la galaxia en los cuales habría, en algún momento, surgido una civilización tecnológica.
No se quiere decir con esto que todas las civilizaciones deban forzosamente evolucionar hacia sociedades tecnológicas. Puede haber muchas civilizaciones de poetas en el universo (tal vez sobrevivan mejor), y son sociedades muy respetables por cierto. Desgraciadamente con ellas no podremos comunicarnos utilizando ondas de radio, y por eso hablamos de civilizaciones tecnológicas, no porque las creamos "las más avanzadas" del universo, sino por ser nuestros posibles interlocutores.
El problema crucial que es necesario resolver antes de saber cuántas civilizaciones esperamos que estén ahí para comunicarse con nosotros, es el de la longevidad de una civilización técnicamente avanzada. ¿Cuánto vive una civilización antes de destruirse a sí misma o de sucumbir ante problemas que no pueda manejar? La única civilización tecnológicamente avanzada que conocemos es la nuestra y ha vivido como tal, esto es, con capacidad para comunicarse mediante ondas de radio con otros puntos del espacio, unos 40 años. Esto es un tiempo muy pequeño comparado con la vida de la Galaxia y si las civilizaciones no tuviesen la inteligencia de superar los problemas que trae consigo el avance tecnológico, y sólo vivieran, por ejemplo cien años, todas, los cien millones de civilizaciones estarían ya extinguidas, pues para saber cuántas civilizaciones existen en este momento hay que ver qué porcentaje es 100 años (longevidad hipotética) de la edad de la galaxia, una vida del orden de diez mil millones de años. La proporción es de uno a cien millones. Eso significa que sólo una de cada cien millones de civilizaciones que hayan existido en la Vía Láctea estará viva hoy. Esto nos limita a sólo una, nosotros.
En el caso más optimista, suponiendo que una civilización técnicamente avanzada viviese mucho tiempo, solucionando todos los problemas que se le presentan y que viva, por ejemplo unos cien millones de años, en ese caso habría un millón de civilizaciones en toda la Galaxia, con quienes podríamos, en principio, establecer comunicación mediante ondas de radio. Por grande que parezca este número, un millón de civilizaciones, si recordamos que la distancia típica entre dos estrellas es de unos 4 años-luz, la distancia media entre dos civilizaciones sería de 400 años-luz. Si lográramos saber exactamente cuál estrella contiene al planeta donde está la civilización más cercana, de todos modos la posible conversación con ellos no sería fácil; si ahora dijéramos "aló", nuestro llamado demoraría 400 años en llegar a ellos y si responden de inmediato pasarán otros 400 años antes de que su respuesta llegue de vuelta. En resumen es una posibilidad bien poco excitante la de hablar por teléfono con nuestros vecinos en una comunicación de ida y vuelta, en directo. Las comunicaciones serán en una sola dirección. Nosotros podemos mandar una gran cantidad de información en mensajes radiales especialmente codificados para que ellos los entiendan, y tener la esperanza que algún día alguien los escuchará y conocerá de nuestra existencia cósmica y aprenderá algo de nosotros. De igual modo deberíamos escuchar con antenas adecuadas las bandas de radio para saber si alguien ha radiado un mensaje dando a conocer su presencia y contando cómo es. Se trata de practicar la actividad de los radioaficionados, pero monologando en escala cósmica.
El descubrimiento inequívoco de una civilización extraterrestre sería uno de los mayores impactos que pudiese sufrir nuestra civilización. Es mucho lo que podríamos aprender gracias al contacto con seres inteligentes extraterrestres. Algunos temen a ese contacto, pues existe una altísima probabilidad de que seamos una de las civilizaciones más atrasadas de la Galaxia. Si hubiese muchas sería porque viven mucho tiempo como tales, varios millones de años, y nosotros como civilización tecnológica sólo tenemos 40 años. Los temores van desde quienes creen que vendrían a comernos, matarnos, robarnos, etc. (suponiéndoles características muy humanas a los extraterrestres), a aquellos que piensan que el choque cultural podría ser tan grande que todo nuestro desarrollo histórico-cultural pase a segundo plano con relación al de ellos, y nos ocurra por ejemplo lo que les pasó a los incas y a los aztecas, que fueron apabullados culturalmente por el hombre europeo.
¿Es posible que sean los famosos ovnis manifestaciones de naves viajeras de otras civilizaciones? Parece que no, a base de argumentos bastante lógicos. No es mediante naves tripuladas que una civilización llegaría a aprender algo de sus vecinos cósmicos. Los viajes interestelares son tremendamente costosos, y además muy lentos en cualquier escala de tiempo. Además habría que visitar miles de lugares antes de llegar a uno medianamente interesante (sólo una de cada 200 mil estrellas albergaría a una civilización, en el caso optimista). Por otro lado algo que nunca deja de asombrar son las supuestas intenciones que suelen atribuirles a estos visitantes sigilosos, que espiarían, a decir de los "creyentes" en los ovnis, todos nuestros pasos. ¿Para qué? ¿Qué aprenderían de nosotros? Casi siempre las respuestas que dan los más fervorosos defensores de los ovnis recuerdan más a una nueva religión, y no precisamente a una argumentación muy racional. Hablar más de ovnis nos llevaría a terrenos muy alejados de la astronomía, como son la psicología y la sociología. En resumen, es posible, e incluso probable que existan varias civilizaciones (tal vez muchas) en nuestra galaxia. Hay millones de galaxias en el universo, por lo cual afirmar que estamos solos en el cosmos es, a lo menos, presuntuoso de nuestra parte. Sin embargo, incluso afirmar enfáticamente que existen seres extraterrestres, algo que nadie puede hacer hoy seriamente, no significaría decir que los famosos ovnis tengan alguna relación con ellos. De esta forma, concluimos esta aproximación a la cosmología y temas relacionados al cosmos.
Bibliografía: Maza Sancho, José (2009). Astronomía contemporánea. Eds. B.