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1 de Agosto de 2013
Reseña

Hubble. Cosmología

Uniformidad y expansión del universo.

THE REALM OF THE NEBULAE
Por Edwin Hubble. Prólogos de Robert P. Kirshner y Sean M. Carroll. Yale University Press; New Haven, 2012.

Cuanto la cosmología enseña halla en este libro sus dos pilares fundamentales; a saber, la uniformidad a gran escala y la expansión del universo observable. Demostró su autor que las nebulosas espirales eran universos isla independientes, situados allende los confines de nuestra galaxia. Edwin Powell Hubble, nacido en 1889 en Marshfield y autor de esa obra clásica, inició su formación superior en la Universidad de Chicago. Con una beca Rodes se trasladó a Oxford en 1910. En 1914 tornó a la Universidad de Chicago y a su observatorio Yerkes. Participó en la Primera Guerra Mundial. Terminada, se incorporó al observatorio de Monte Wilson. Su disertación doctoral, defendida en 1917, fue una investigación fotográfica de las nebulosas, retazos de firmamento ligeramente obscurecidos, de los que entonces se sabía muy poco. Había nebulosas que constituían aglomeraciones de polvo y gas, pero la mayoría eran cúmulos estelares alejados. Por recomendación de Robert Millikan obtuvo un puesto en el observatorio de Monte Wilson, que ocupó al acabar la guerra. Hubble trabajó allí hasta su muerte, en 1953.

En el siglo XVIII, mucho antes de que las observaciones alcanzaran la calidad suficiente para distinguir entre estructuras remotas, Immanuel Kant consideraba universos isla a las nebulosas espirales, conjuntos de estrellas semejantes al de la Vía Láctea. A esta tesis se oponían quienes defendían que las nebulosas espirales representaban la formación de estrellas individuales y sistemas solares. Pierre Simon de Laplace, que abanderaba la segunda opción, dedujo matemáticamente que el polvo y el gas en condensación adquirían una conformación discoidal. El debate entre la postura kantiana y la laplaciana, aunque se centró en la naturaleza de las nebulosas, poseía implicaciones cruciales para el universo entero. Si Kant tenía razón, los universos isla (galaxias) se distribuirían con regularidad uniforme por todo el espacio. Si estaba de parte de Laplace, estrellas, planetas y nebulosas se hallarían confinadas en determinada región del espacio, rodeado por el vacío. La controversia llegó hasta el sigloxx. Culminó en un Gran Debate formal entre
Harlow Shapley y Heber Curtis en 1920. Shapley abogaba por un pequeño universo, mientras que Curtis defendía una distribución de universos isla. Dirimirían los datos.

Antes de Albert Einstein, las cuestiones cosmológicas se planteaban en el marco de la teoría newtoniana sobre el espacio y el tiempo, paradigma dominante durante varios siglos. Newton imaginaba un espacio absoluto y eterno, en cuyo seno se movía la materia, sometida a la fuerza atractiva de la gravedad. En un universo uniforme, cabía imaginarse que una galaxia pudiera permanecer estacionaria por siempre. Einstein revolucionó la creencia newtoniana con su teoría general de la relatividad. En su teoría especial de la relatividad, de 1905, había disuelto ya el espacio y tiempo de Newton, distintos, en un único cuadro unificado del espaciotiempo. En la relatividad general, de 1915, permitía que el espaciotiempo se doblara. Para Einstein, la gravedad era una fuerza que se movía a través del espaciotiempo, como la electricidad o el magnetismo.

Einstein añadió un nuevo término a sus ecuaciones: la constante cosmológica, que operaba contra la atracción gravitatoria ordinaria de la materia. De acuerdo con la relatividad general, un universo uniforme relleno de materia tiende a reducir su velocidad si está en expansión y a contraerse hasta una densidad infinita si se encuentra en contracción. La constante cosmológica, por el contrario, aporta un empuje perpetuo a la expansión del espacio. Merced a ese artefacto ad hoc, la relatividad general nos permite una cosmología sin cambios, lo que se conoce por «universo estático de Einstein». El universo estático de Einstein tiene un tamaño finito.

Willem de Sitter formuló en 1916 un modelo estático con desplazamientos aparentes (no reales) hacia el rojo en los espectros de nebulosas mayores y situadas a grandes distancias. Un corrimiento de una línea espectral hacia el rojo del espectro indica que el objeto se está alejando del observador. Shapley determinó, en 1918, la distancia hasta los cúmulos globulares. De ello pareció inferirse que el universo era una unidad única e ingente. Modelo de universo isla que Hubble no tardó en arruinar.

En 1925, Knut Lundmark se valió de datos obtenidos sobre 44 nebulosas pa-
ra avanzar una ley que conectaba velocidad con distancia. Pero fueron los resultados laboriosamente obtenidos por Hubble y por él anunciados en 1929 lo que terminó por convencer a la comunidad astronómica de que el universo se estaba realmente expandiendo. Ese año, Hubble sometió a prueba la predicción de De Sitter. Poseía distancias de numerosas nebulosas extragalácticas y corrimientos al rojo medidos, bajo su dirección, por Milton Humason en Monte Wilson. Los corrimientos al rojo eran mayores cuanto mayor era la distancia. La relación empírica entre corrimiento al rojo y distancia (entre corrimiento al rojo y tamaño o brillo, indicaciones inequívocas de distancia) vinieron a entenderse como una correlación entre velocidad y distancia. Las nebulosas más alejadas se estaban distanciando de nosotros a velocidades cada vez mayores en un universo en expansión, no estático. Aunque se sabe que solo nos es dado observar una pequeña región del firmamento, muestra que el cosmos presenta la peculiaridad notable de manifestarse uniforme a gran escala. Vemos galaxias que siembran el espacio, con un número bastante parejo y típico. Por consiguiente, centrándonos en una sección del cielo, conocemos el cielo entero.

Hubble utilizó las estrellas variables cefeidas y la relación entre período y luminosidad descubierta por Henrietta Leavitt para establecer que las nebulosas espirales se encontraban allende la Vía Láctea. Las masas borrosas que denominamos nebulosas eran, en realidad, imponentes galaxias. La materia del universo no se hallaba confinada a una región aislada; se agrupa en galaxias y cúmulos galácticos, que se encuentran dispersos más o menos homogéneamente por todo el espacio. En 1929, midió, en efecto, las velocidades de recesión de 18 galaxias. Descubrió que tales velocidades aumentaban en proporción con su distancia de la Tierra. La relación de marras (v = Hd) se conoce ahora por ley de Hubble. La constante de proporcionalidad —que cifró en 500 kilómetros por segundo y por megapársec— es la constante de Hubble (H). Este trabajo aportó la primera prueba directa de un universo en expansión, un concepto que había sido propuesto por los cosmólogos Friedmann y Lemaître, y que ahora resulta fundamental para entender el universo.

La ley de Hubble se basó en el corrimiento hacia el rojo del espectro y el principio Doppler, para indicar que el universo se expandía. Los textos un tanto ambiguos sobre ese particular dan a entender que pudo pensar que el incremento observado en el corrimiento hacia el rojo con la distancia tendría otras causas. Una prudencia que se comprende. Las observaciones de Hubble significaban que podían calcularse dos magnitudes fundamentales del universo: su tamaño cognoscible, o la distancia a la que la velocidad de recesión alcanza la velocidad de la luz, que es unos 18.000 millones de años luz; y la edad del universo, que el propio Hubble cifró en unos 2000 millones de años, aunque los cómputos modernos lo cifran entre 12.000 y 15.000 millones de años. Hubble introdujo también un sistema de clasificación sobre la forma de las galaxias, que se convirtió en criterio canónico.

Lo que llamamos ley de Hubble es la relación aproximada entre la distancia a la que se encuentra una galaxia y su velocidad aparente. Las galaxias más remotas tienden a alejarse más deprisa de nosotros, con una velocidad aparente proporcional a su distancia. Hablamos de velocidad aparente porque lo que realmente observamos es el corrimiento hacia el rojo. En un universo newtoniano, tal corrimiento emerge del efecto Doppler: cuando un objeto en movimiento emite ondas, la longitud de onda se comprime (corrimiento al azul) o se expande (corrimiento al rojo) si el movimiento se acerca a nosotros o se aleja. En un universo einsteiniano, por otro lado, existe una explicación alternativa: no hay galaxias que se muevan sino que es el propio espacio el que se está expandiendo, estirando la longitud de onda de la luz que viaja en su camino.

Cuando Hubble y Humason mostraron que el universo real no era estático, perdió su razón de ser la constante cosmológica. El propio Einstein pareció lamentar más tarde su «grave error». Para Hubble las galaxias más lejanas se hallaban a unos diez millones de años luz. Con las técnicas modernas medimos distancias a las galaxias de varios miles de millones de años luz. Así como Hubble se sirvió de las estrellas variables Cefeidas como parámetro luminoso, nuestra técnica más avanzada utiliza un tipo de explosión estelar conocido por supernova de tipo Ia. Por razones que no acaban de conocerse plenamente, el brillo máximo intrínseco de esas supernovas viene a ser el mismo a través del universo. Persistía abierta la cuestión de cuánta energía había en el espacio vacío. La solución apareció en 1998 cuando dos grupos de astrónomos (entre ellos, Robert Kirshner) anunciaron que nuestro universo no solo se halla en expansión, sino que se está acelerando.

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