Universo - materia oscura y energía

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Tonatiuh Matos
¿DE QUÉ ESTÁ HECHO
EL UNIVERSO?
Materia oscura y energía oscura
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La Ciencia
para Todos
Desde el nacimiento de la colección de divulgación científica
del Fondo de Cultura Económica en 1986, ésta ha mantenido
un ritmo siempre ascendente que ha superado las aspiraciones
de las personas e instituciones que la hicieron posible. Los
científicos siempre han aportado material, con lo que han
sumado a su trabajo la incursión en un campo nuevo: escribir
de modo que los temas más complejos y casi inaccesibles puedan
ser entendidos por los estudiantes y los lectores sin formación
científica.
A los diez años de este fructífero trabajo se dio un paso ade-
lante, que consistió en abrir la colección a los creadores de la
ciencia que se piensa y crea en todos los ámbitos de la lengua
española —y ahora también del portugués—, razón por la cual
tomó el nombre de La Ciencia para Todos.
Del Río Bravo al Cabo de Hornos y, a través de la mar Océa-
no, a la Península Ibérica, está en marcha un ejército integrado
por un vasto número de investigadores, científicos y técnicos,
que extienden sus actividades por todos los campos de la cien-
cia moderna, disciplina que se encuentra en plena revolución
y que continuamente va cambiando nuestra forma de pensar y
observar cuanto nos rodea.
La internacionalización de La Ciencia para Todos no es sólo
en extensión sino en profundidad. Es necesario pensar una
ciencia en nuestros idiomas que, de acuerdo con nuestra tra-
dición humanista, crezca sin olvidar al hombre, que es, en últi-
ma instancia, su fin. Y, en consecuencia, su propósito principal
es poner el pensamiento científico en manos de nuestros jóve-
nes, quienes, al llegar su turno, crearán una ciencia que, sin des-
deñar a ninguna otra, lleve la impronta de nuestros pueblos.
¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL UNIVERSO?
Comité de Selección
Dr. Antonio Alonso
Dr. Francisco Bolívar Zapata
Dr. Javier Bracho
Dr. Juan Luis Cifuentes
Dra. Rosalinda Contreras
Dr. Jorge Flores Valdés
Dr. Juan Ramón de la Fuente
Dr. Leopoldo García-Colín Scherer
Dr. Adolfo Guzmán Arenas
Dr. Gonzalo Halffter
Dr. Jaime Martuscelli
Dra. Isaura Meza
Dr. José Luis Morán
Dr. Héctor Nava Jaimes
Dr. Manuel Peimbert
Dr. José Antonio de la Peña
Dr. Ruy Pérez Tamayo
Dr. Julio Rubio Oca
Dr. José Sarukhán
Dr. Guillermo Soberón
Dr. Elías Trabulse
Coordinadora
María del Carmen Farías R.
la
ciencia/204
para todos
Tonatiuh Matos
¿DE QUÉ ESTÁ HECHO EL UNIVERSO?
Materia oscura y energía oscura
Primera edición, 2004
Primera edición electrónica, 2010
Matos, Tonatiuh
¿De qué está hecho el Universo? Materia oscura y energía oscura / Tonatiuh 
Matos — México : FCE, SEP, CONACYT, 2004
127 p. ; 21 × 14 cm — (Colec. La Ciencia para Todos ; 204)
ISBN 978-968-16-7448-9
1. Astronomía 2. Universo 3. Divulgación científica I. Ser. II. t.
LC QB44 Dewey 508.2 C569 V.204
Distribución mundial
D. R. © 2004, Fondo de Cultura Económica
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mailto:laciencia@fondodeculturaeconomica.com
A Mariana,
Petra,
Úrsula y Tiuh
INTRODUCCIÓN
Estamos viviendo momentos de rápido avance científico y
tecnológico. Hace unos 30 años, los estudiantes de enseñanza
media superior todavía aprendían a realizar operaciones matemá-
ticas y resolver problemas mediante el uso de la regla de cálculo
(seguramente, entre ellos, se encuentran muchos ingenieros de
la actualidad). Los estudiantes de hace 20 años apenas cono-
cieron la existencia de la regla de cálculo, y los estudiantes de
hoy ven tales objetos como verdaderas piezas de museo. Para los
de hace una generación, las pequeñas calculadoras de mano, que
suman, restan y multiplican, fueron toda una sensación; mien-
tras que para los más jóvenes son ya algo común, incluso pueden
llevarla en su reloj de pulsera. Cuando nacieron los estudian-
tes de hoy, resolver problemas reales en computadoras caseras era
un sueño. Sólo las enormes computadoras de grandes universida-
des o empresas lo lograban. Estas máquinas requerían presupues-
tos altísimos y áreas especiales, gigantes cuartos con aire acondi-
cionado, en donde se colocaban cajones inmensos que contenían
los implementos necesarios. Hoy, casi cualquier computadora
personal, incluso una de mano, puede resolver complicados pro-
blemas reales. Estas computadoras pueden estar en cualquier
cuarto pequeño y son accesibles para una gran masa de la po-
blación. En los países ricos, las computadoras son ya parte de
cada hogar, como lo son el refrigerador, la televisión o la radio.
Todo esto ha sido posible en menos de una generación; nos ha
tocado vivirlo. Este avance en la tecnología es posible sólo gracias
al avance acelerado de la ciencia. ¿Cómo imaginar una compu-
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tadora con bulbos? (Los más jóvenes ni siquiera saben lo que es
un bulbo.) O ¿cómo imaginar una televisión con caja de madera?
Sin los plásticos y materiales modernos, muchos objetos son
impensables en la actualidad.
Este mismo avance se manifiesta en la ciencia. Los instru-
mentos de observación son cada vez más refinados y precisos.
Hace apenas unos años, observar el Universo* era sólo un pasa-
tiempo del que se podía obtener poca información. Lo más
común era clasificar objetos celestes. En la actualidad, gracias a
los satélites artificiales dedicados a la observación del cosmos,
como el cobe (por su nombre en inglés: Cosmic Background
Explorer), el telescopio espacial Hubble, el Chandra o el wmap
(por su nombre en inglés: Wilkinson Microwave Anisotropy
Probe), la observación del Universo se está transformando en
una verdadera ciencia: ya es posible obtener datos precisos
para entender el Universo. La observación más exacta del Uni-
verso nos está dando muchas sorpresas. Una de las más fabulo-
sas, hasta ahora, es haber descubierto que el Universo no está
formado de la misma materia que las estrellas, los planetas o
nosotros mismos. Más de 96% de la materia del cosmos es des-
conocida, algo que flota por doquier y no se deja ver, pero cuya
fuerza gravitacional se siente con gran intensidad. Este descu-
brimiento es verdaderamente notable, ya que está cambiando
nuestro paradigma del cosmos de una manera radical. Ya no es
válida la idea romántica de que estamos hechos de la misma
materia que el cosmos. La materia de la que nosotros estamos
hechos, así como la Tierra, el Sol, las estrellas, etc., es menos de
4% de la materia del Universo (es como si en un auto grande que
va por una avenida sólo viéramos al chofer, pero no el auto).
Imaginemos las consecuencias. En el siglo xvi, Copérnico descu-
brió que la Tierra no era el centro del Universo, sino que giraba
en torno al Sol. Poco después los astrónomos descubrieron que
el Sol no se hallaba en el centro del Universo, sino que nuestro
sistema solar forma parte de una galaxia con miles de millones
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* El significado de todos los términos que se muestran en negritas a lo largo
del texto, está contenido en el Glosario.
de soles. No pasó mucho tiempo para que se dieran cuenta de
que nuestra galaxia es una entre miles de millones de galaxias
en elUniverso. Ahora llegamos a la conclusión de que la materia
de esas miles de millones de galaxias, cada una con miles de mi-
llones de estrellas, no es más que una insignificante porción del
cosmos, casi nada en un mar gigantesco. Así de insignificantes
aparecemos en el inmenso cosmos. Pero entonces, ¿de qué está
hecho el Universo?, ¿de qué es el cosmos?
En este libro se relatará la aventura de la búsqueda de una pe-
queña luz en este inmenso y oscuro misterio. La obra pretende
ser un detonador de la curiosidad del lector, quien al final se
percatará de que estas páginas le sembrarán más dudas de las
que el mismo libro podría resolver. Éste es el objetivo del libro.
Cada nueva puerta que se abre en el formidable edificio de la
ciencia, conduce siempre a muchas otras, a muchas nuevas pre-
guntas. En estos momentos se han abierto algunas puertas que
nos han proporcionado algunas respuestas, pero, a la vez, nos
han abierto muchas preguntas más. Así es la ciencia, el lector de
este libro se quedará con las preguntas en la mente, para que tal
vez algún día algún lector curioso encuentre alguna respuesta.
Entonces el libro habrá cumplido con su misión.
Si en una noche clara de invierno contemplamos el cielo y
sus estrellas, observaremos la grandeza del cosmos. Veremos la
Luna, dominante, el astro más grande y más brillante, inspira-
dora de historias y leyendas nocturnas, compañera silenciosa y
eterna. También veremos estrellas titilantes, soles muy lejanos,
tal vez en sistemas completos como el nuestro, que se mueven
en conjunto, como si estuvieran pegadas a la bóveda celeste. Si
durante varias noches contemplamos el cielo, podremos notar
que algunas estrellas se mueven de forma diferente, avanzan
noche a noche, día con día, como si quisieran escapar de las
que se encuentran dormidas. Estas estrellas son planetas, los cua-
les a veces avanzan y otras regresan.
No hay filósofo o poeta que no se haya quedado atónito ante
tanta belleza, que no se sienta aplastado ante tanta grandeza y,
con seguridad, a menudo encuentre en esta imagen a su prin-
cipal inspirador. Si contemplamos el cielo y sus estrellas en una
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noche clara de invierno, no podremos impedir que de nosotros
escape un suspiro de humildad.
Sin embargo, ahora existen indicios de que todos estos astros,
inspiradores de poetas y filósofos, son sólo una pequeña parte
del cosmos, una minúscula parte de todo el Universo; el resto
no se puede ver, pero está ahí y lo domina todo. Sobre esta parte
que no se ve vamos a hablar en este libro. Los cosmólogos sue-
len llamar a esa parte invisible: materia oscura y energía oscura.
Como veremos más adelante, éstas son las componentes mayori-
tarias, las sustancias verdaderas del Universo.
En los últimos años, el desarrollo de la tecnología para la ob-
servación del Universo, las técnicas y aparatos de observación
nuevos, han permitido un avance cualitativo en nuestro enten-
dimiento del cosmos. Ejemplo de ello es el telescopio espacial
Hubble (véase la lámina 1), satélite artificial que gira a 600 kiló-
metros alrededor de la Tierra y que transporta un telescopio de
reflexión de 2.4 m de diámetro, gracias al cual nos ha sido
posible ver una enorme cantidad de objetos celestes que ni
siquiera imaginábamos. Este aparato ha tomado las fotografías
más hermosas del cosmos y sus alrededores, las cuales podrían
ser inspiración de artistas y que, en sí mismas, son verdaderas
obras maestras. Visiten su página en http://www.stsci.edu. La
conclusión de la existencia de la materia oscura ha necesitado
mucha paciencia y mucho tiempo de observación de las gala-
xias y sus alrededores. Iniciemos nuestro breve relato de la histo-
ria que condujo a tal conclusión.
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http://www.stsci.edu
I. El modelo
del big bang caliente
A principios de la década de 1920, los astrónomos observa-
ban astros luminosos que los telescopios de entonces no podían
enfocar bien, se veían nebulosos, por lo que se les llamó nebu-
losas. Con esas herramientas, los astrónomos no eran capaces
de identificar la naturaleza de estas nebulosas, eran un misterio.
Mediante un trabajo largo y sistemático, Edwin Hubble descu-
brió que estas nebulosas eran en realidad concentraciones de
miles de millones de estrellas. La diferencia sustancial es que
Hubble utilizó un telescopio de 1.5 m de diámetro y luego otro
de 2.5 m. Este telescopio era suficientemente grande y potente
para distinguir entre la simple región nebulosa y borrosa y la
estructura de miles de millones de estrellas que la contenían. A es-
tas concentraciones se les conoce ahora como galaxias. Aún más
inesperado, al estudiar los espectros provocados por la descom-
posición de la luz al pasarla por un prisma, Vesto Slipher des-
cubrió también que estos espectros de luz estaban corridos
hacia el rojo. En un principio Slipher observó sólo algunas ga-
laxias con esta característica. Más tarde, sin embargo, Hubble
observó que este corrimiento era sistemático en un vasto núme-
ro de estas galaxias. Las sorpresas no terminaron ahí. Al obtener
las distancias de estas galaxias con espectros corridos al rojo,
también observó que había una relación entre el tamaño del co-
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rrimiento y la distancia a la que se encontraba la galaxia de no-
sotros. Hubble encontró que entre más lejos estaba una galaxia,
más roja se veía (su espectro luminoso mostraba un corrimiento
hacia el rojo).
¿Qué significa esto? Tratemos de explicarlo. Recordemos una
experiencia que en este mundo moderno seguramente todos
hemos tenido. Cuando escuchamos el sonido de una sirena,
vemos que se acerca una ambulancia. Asimismo, conforme la
ambulancia pasa frente a nosotros, el tono del sonido de la sire-
na se torna más agudo y luego, al alejarse, el sonido es más grave.
A este fenómeno se le conoce como efecto Doppler, en honor
al científico austriaco Cristian Doppler, quien dio una explica-
ción a este fenómeno en el siglo xix.
El fenómeno se explica de la siguiente manera. El sonido es
una onda (de fluctuación de densidad de gas) que se propaga
en el aire. Cuando el objeto se acerca hacia nosotros, estas ondas
se compactan debido a la suma de velocidades de la ambulancia
y de la onda misma. Por el contrario, si el objeto se aleja de no-
sotros, la onda se alarga. Esta modificación en la onda se mani-
fiesta en nuestros oídos como un aumento o disminución en el
tono de la sirena (véase la figura 1). Al acercarse la ambulancia,
el tono de la sirena nos parece más agudo, al alejarse nos da la im-
presión de que el tono es más grave.
Como la luz es también una onda, enfrentará el mismo efecto,
sólo que la frecuencia en una onda de luz determina su color.
Entonces, un objeto que se aleja de nosotros lo veremos más
rojo y un objeto que se acerca lo veremos más azul. Además, al
saber qué tanto se corrió su espectro de luz respecto de su
espectro original, podemos saber cuál es su velocidad con respec-
to a nosotros. Este efecto es perceptible sólo si la velocidad del
objeto es alta, comparada con las velocidades a las que estamos
acostumbrados. Para un avión de guerra, que viaja a 3 000 km
por hora (esto es: 0.833 km por segundo), el corrimiento al rojo
es de menos de tres millonésimos, no es posible percibirlo fácil-
mente. En cambio, las galaxias se alejan de nosotros a cientos
o miles de kilómetros por segundo (¡por segundo!); ese corri-
miento sí es perceptible (véase la figura 2).
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Figura 1. El efecto Doppler. La ambulancia avanza a una velocidad determinada, las ondas sonoras de la sirena se comprimen
en la dirección del movimiento de la ambulancia, mientras que se extienden en la dirección contraria. Esto provoca que un
observador cuando está enfrente de la ambulancia escuche el sonido de la sirena un poco más agudo de lo que en realidad es;
por el contrario, un observador detrás de la ambulancia la escucha en un tono más grave.
Figura 2. De la misma forma, el efecto Doppler se manifiesta en los rayos de luz, provocando que un objeto que se aleja de
nosotros a gran velocidad se vea más rojo de lo que en realidades, y otro que se acerca se vea más azul.
Pues bien, esto fue lo que Slipher y Hubble hicieron con los
espectros observados de muchas galaxias. Hubble notó que en-
tre más lejos de nosotros estuviera una galaxia, ésta presentaba
proporcionalmente un espectro más corrido hacia el rojo, lo cual
quiere decir que entre más alejada esté de nosotros una gala-
xia, más rápido se alejará de nosotros. El fenómeno lo observó
Hubble en muchas galaxias (este fenómeno se observa incluso
entre otras galaxias que no incluyen la nuestra). Si dos galaxias
se encontraban a cierta distancia, se alejaban unas de otras a
gran velocidad. Esto era terriblemente contradictorio con el sen-
tido común. Imagínense lo que esto significa: la fuerza gravita-
cional es atractiva e inversamente proporcional al inverso de la
distancia al cuadrado. Esto es, entre más masa tengan dos cuer-
pos, más se atraen (por ello, la Tierra atrae con más fuerza a los
gorditos, porque pesan más), y entre más cerca estén dos cuer-
pos, éstos se atraen mucho más (la Tierra atrae a la Luna, y el
Sol las atrae a ambas, pero la fuerza depende también de la
enorme distancia a la que estemos del Sol). La fuerza gravita-
cional entre dos galaxias debe de ser intensa debido a la cantidad
de estrellas que tiene cada galaxia, ya que las galaxias contienen
unas 100 000 millones de estrellas como el Sol y, por lo tanto, im-
plicaría que dos galaxias deberían de estar acercándose entre sí
debido a la fuerza de gravitación atractiva. Pero Hubble descu-
brió que esto no es así, sino al contrario: se están alejando. ¡Y en-
tre más lejos, más rápido! ¿Cómo puede ser posible?
Mediante este esquema, al retroceder en el tiempo podemos
entender que algún día las galaxias estuvieron más y más cerca
entre ellas. Más y más cerca significa también que su materia se
atraía con más y más fuerza, lo que haría que se juntaran más y
más. Pero, ¿se están alejando? ¿Qué hace que se alejen unas de
otras? La solución que presentaron Hubble y los científicos
de aquella época a este problema fue que una gran explosión cau-
só la expansión del Universo. Debe de haber sido una explosión
tan enorme que causó que toda la materia del Universo saliera
disparada en todas direcciones. Imaginen la naturaleza de la ex-
plosión para poder provocar que toda la materia del Universo
se esté alejando. Se conocen cientos de miles de galaxias, cada
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una con cientos de miles de soles, cada uno con decenas de pla-
netas y miles de asteroides y cometas. Y en vez de acercarse
unas a otras, se alejan. La gran explosión es la mejor explica-
ción que se encontró a la expansión del Universo, aunque no
fue la única. Muchas otras hipótesis se han ido descartando
poco a poco. La teoría de la gran explosión también se conoce
como la teoría del big bang (por su nombre en inglés). Pero ¿pue-
de ser cierta?
La teoría adquirió gran aceptación entre la comunidad cien-
tífica ya que, además, estaba de acuerdo con las predicciones
de la teoría de la relatividad general de Einstein. En los años
veinte, el científico soviético Alexander Friedmann encontró
precisamente que la teoría de Einstein de la relatividad gene-
ral, predecía un momento de la creación del Universo, carac-
terizado por una densidad infinita de materia. Esto también
provocaba una temperatura infinitamente grande en ese ins-
tante, posiblemente debido a una enorme explosión. La ob-
servación de Friedmann, sin embargo, podría sonar algo ri-
dícula, ¿una gran explosión creando el Universo? Pero, como
veremos más adelante, tenemos pruebas de que esto pudo ser
posible.
En los años cuarenta, el físico soviético George Gamow, quien
había sido alumno de Alexander Friedmann, puntualizó que si
el Universo había tenido una gran explosión de las proporcio-
nes que se alegaban en la teoría, entonces nosotros deberíamos
ser capaces de detectar la radiación dejada por la explosión aun
en estos momentos. Gamow encontró que la radiación de fondo
del Universo debería ser de unos 5ºK (grados Kelvin, algo como
�268 ºC). Al principio, su trabajo no tuvo las repercusiones
que merecía, sino hasta que en 1965 dos ingenieros de radio,
Arnold Penzias y Robert Wilson, observaron una radiación de
microondas proveniente del exterior. Penzias y Wilson eran in-
vestigadores de los Laboratorios Bell Telephone, en Murray Hill,
Nueva Jersey y trabajaban en un proyecto para diseñar aparatos
de telecomunicación que no transmitieran señales en la región de
frecuencias conocidas. Diseñaron una antena para trasmitir y
detectar ondas de radio de muy baja frecuencia, cuando se en-
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contraron con un pequeño problema. En todas estas frecuencias
aparecía un ruido inexplicable que no dejaba libre las transmi-
siones. Pensaron en muchas razones, como excremento de ave,
ruido de autos, etc., así que tomaron las medidas necesarias para
eliminar el problema. Entonces decidieron capturar a todas las
palomas que vivían en la antena y las llevaron a cientos de kiló-
metros de Nueva Jersey. Lo que no sabían, es que las palomas
eran palomas mensajeras y, por tanto, regresaron. Entonces to-
maron una medida extrema: las mataron, limpiaron el aparato
de excremento de paloma profusamente y, sin embargo, el ruido
persistía. Lo que más les llamaba la atención de este ruido es que
era exactamente el mismo en cualquier dirección; no había
una sola privilegiada; no importaba si dirigían la antena hacia
el este, el oeste, el norte o el sur; ni si era de noche o de día;
tampoco importaba la fecha ni la estación del año. Siempre era
lo mismo. ¿Como era posible?
James Peebles y Robert Dicke, astrofísicos del Centro de Estu-
dios Avanzados de Princeton, llamaron la atención de Penzias y
Wilson hacia el hecho de que ese ruido persistente podría ser la
radiación proveniente de la gran explosión, predicha por Ga-
mow años antes. ¿De qué otra manera podría explicarse entonces
el origen del ruido detectado por la antena, proveniente de todos
lados, durante todo el tiempo? Meses después de esta explica-
ción del fenómeno, Penzias y Wilson obtuvieron el Premio Nobel
por el descubrimiento de la radiación de fondo del Universo, fe-
nómeno que se estudia exhaustivamente en nuestros días.
Lo que Penzias y Wilson observaron fue un patrón de intensi-
dades de la radiación muy característico del fenómeno que se
conoce como radiación de cuerpo negro. Cuando un cuerpo
se calienta, emite radiación electromagnética ininterrumpida-
mente. De hecho, por eso nos es posible ver las cosas: la luz es
también radiación electromagnética a una frecuencia dada que
el ojo puede detectar. La luz infrarroja es radiación electromag-
nética que el ojo ya no puede detectar, pero otros animales sí.
Así, sucesivamente, las ondas de radio también son radiación elec-
tromagnética (debido a una antena oscilante y no a un cuerpo
caliente) que emite en frecuencias que una radio puede detec-
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tar. La diferencia entre una transmisión de radio o televisión y
un cuerpo caliente es su espectro de frecuencias, es decir, de
qué manera se da la intensidad de las señales con respecto a las
frecuencias de radiación. Para una transmisión de radio, este
espectro puede ser muy variado pero, para un cuerpo caliente, es
muy característico, sigue una curva que sube y baja suavemente
(véase la figura 3). Lo que Penzias y Wilson observaron fue un
espectro de frecuencias, característico de un cuerpo negro a
temperatura de 2.725 ºK (alrededor de �270 ºC) proveniente
del cosmos. Es decir, el Universo está inmerso en una nube de ra-
diación, tal y como concluyó Gamow de la teoría de la gran ex-
plosión. Ahora, esta radiación de fondo se considera una de las
pruebas observacionales más valiosas que dan indicios de la exis-
tencia de una gran explosión.
Para estudiar más a fondo esta radiación y convencerse aún
más de su existencia, en los años noventa, y después en el año
2002, se lanzaron dos satélites artificiales capaces de medir esta
radiación con gran precisión. Este primer satélite fue el satéli-
te cobe e hizo posible que se elaborara un mapamuy preciso
de la radiación de fondo del Universo, midiendo fluctuaciones
de hasta un millonésimo de grado centígrado de la radiación
(véase la lámina 2). El segundo fue el satélite wmap (véase la
lámina 3), y logró tomar la misma foto, pero con una resolu-
ción mucho mayor que la del cobe, proporcionando una serie
de datos que han sido fundamentales para el entendimiento
del origen y composición del cosmos. Esta radiación de fondo,
ya estudiada de manera muy profunda, no tiene otra explica-
ción que no sea la de la existencia de una gran explosión que
la provocó.
II. Historia térmica del Universo
La temperatura de un gas no es otra cosa que la manifesta-
ción macroscópica de la energía cinética de las vibraciones de
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Figura 3. Radiación de fondo el Universo. Observen cómo los puntos ajustan perfectamente a la predicción teórica de la
radiación de un cuerpo negro con temperatura 2.725ºK. Los puntos fueron captados por la antena de Penzias y Wilson.
las partículas que componen el gas. Es decir, en un gas caliente las
partículas que componen el gas se mueven rápidamente, mien-
tras que en un gas frío el movimiento es más lento. Como las
partículas están en movimiento, éstas chocan entre sí; del núme-
ro de choques y su violencia dependerá la temperatura del gas.
Estos choques, o interacciones entre las partículas del gas, pro-
vocan que las partículas que chocan a veces se rompan en sus
componentes. Si la temperatura es muy alta, la energía de estas
partículas es muy grande y una mayor cantidad de partículas se
desintegrará en sus componentes. Este proceso es muy conocido
por los niños pequeños. Cuando un bebé sostiene una sonaja
en la mano y siente curiosidad por la causa del sonido, decide
romper la sonaja para averiguarlo. Si golpea la sonaja con sua-
vidad, seguramente no la romperá y no averiguará nada; pero
si lo hace con mucha energía (con mucha energía cinética), se-
guramente la sonaja se romperá y el niño podrá ver de qué está
hecha. Para romper las semillitas de la sonaja, el niño necesitará
golpear con mayor fuerza, tal vez lanzando la semilla contra la
pared. Necesitará mucha más energía cinética de la que utilizó
para romper la sonaja. Un proceso parecido ocurre con las par-
tículas elementales. Para poder romper los componentes de las
partículas se necesita “inyectar” energía a las partículas. Por
ejemplo, para destruir un átomo en sus componentes, electro-
nes y núcleo, se necesita calentar el átomo lo suficiente, lo cual
equivale a la energía de amarre entre el electrón y el núcleo.
Pero si queremos separar el núcleo en sus componentes, neutro-
nes y protones, la energía necesaria será mucho mayor. Y qué
decir si queremos descomponer los protones y los neutrones
en sus componentes, los quarks, la energía necesaria para eso
está más allá de la energía disponible en los aceleradores de
partículas que están en funcionamiento.
Poco después del big bang, la materia se encontraba en forma
de un gas muy caliente. Esta gran explosión calentó toda la mate-
ria hasta temperaturas de millones de millones de grados. La
temperatura de este gas era tan alta, el gas era tan caliente, que
todas las partículas elementales estaban separadas en sus partes
fundamentales. La energía cinética de las partículas del gas era
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tan alta que no permitía que estas partículas se unieran para
formar algún tipo de partícula compuesta.
Pero, al mismo tiempo, la gran explosión causó que toda la ma-
teria saliera fluyendo en todas direcciones. Esto es lo que llama-
mos expansión. Un gas en expansión aumenta constantemente
su volumen, y un gas que aumenta su volumen se enfría. Esta ex-
periencia la hemos tenido todos. Cuando hace frío, tendemos a
encoger el cuerpo para conservar el calor; y cuando hace mucho
calor tratamos de expandirlo para enfriarlo, como por ejem-
plo, al extender los brazos. Lo mismo sucede en regiones frías y
calientes de la Tierra. En regiones calientes, las casas se constru-
yen con techos muy altos con el fin de que se conserven frescas.
Por lo contrario, en regiones frías de la Tierra las casas tienden
a tener techos bajos para que se conserven calientes. Entonces,
la gran explosión elevó la materia existente a temperaturas des-
comunales, pero también causó su expansión, lo cual provocó
su enfriamiento. La temperatura del Universo era tan alta que
no permitía que las partículas que se encuentran en el núcleo
de los átomos, los protones y los neutrones, se unieran para for-
mar núcleos. Es más, la temperatura fue tan elevada que ni las
partículas de las que están hechos lo protones y los neutrones,
los quarks, se pudieran unir para formar protones y neutrones y
todas las partículas ahora conocidas. La temperatura del Uni-
verso era en ese tiempo más alta que la de los aceleradores de
partículas más grandes que hay en la Tierra. No sabemos, in-
cluso, qué sucedió a temperaturas más elevadas que las tempe-
raturas que provocaron la desintegración de los quarks, porque
ésas ya no son alcanzables en los laboratorios de la actualidad.
Sin embargo, estos laboratorios sí logran temperaturas que des-
integran los núcleos atómicos y algo más, por lo tanto, pode-
mos saber con cierta exactitud como se veía el Universo en esas
épocas. Esta sopa primordial se fue enfriando conforme continua-
ba la expansión del Universo. En un principio, todas las partícu-
las se movían a velocidades cercanas a la de la luz, incluso las más
pesadas, lo que provocaba que las partículas no pudieran unirse
con otras para formar compuestos. La sopa cósmica estaba he-
cha principalmente de las partículas elementales como quarks
23
libres, electrones libres, fotones, etc. Pero al enfriarse el Univer-
so, los quarks lograron confinarse, es decir, juntarse entre sí, y se
formaron entre otras partículas, los protones y los neutrones.
El Universo siguió expandiéndose y, al enfriarse más, estos pro-
tones y neutrones se unieron para formar núcleos atómicos.
Ahora sabemos que los núcleos atómicos que se formaron prin-
cipalmente fueron los del hidrógeno (protones solos) y los del
helio 4, dos protones con dos neutrones. Los núcleos atómicos de
las demás sustancias se formaron principalmente en los núcleos
de las estrellas. Se cocinaron sobre todo poco antes del estallido
final de las estrellas. Es decir, la materia de la que estamos he-
chos todos nosotros y casi todo lo que tocamos fue cocinado en el
centro de las estrellas. El hecho es que, conforme el Universo se
iba enfriando, las partículas tendían a unirse para formar partícu-
las más estables. Cuando el Universo fue suficientemente frío, su
sustancia era principalmente una sopa de núcleos de hidrógeno
y de helio 4, de fotones, de electrones libres, etcétera.
Los otros dos actores que tomaron parte importante en esta
sopa primordial, fueron los electrones y los fotones, es decir, la
“luz”. La luz está hecha de paquetes cuánticos de energía elec-
tromagnética. En el origen del Universo, la energía de los fotones
también era muy alta. Los fotones no tienen masa en reposo,
pero tienen energía. Recordemos la famosa fórmula de Einstein
sobre la transformación de energía en materia, E � mc 2. Esto es,
una partícula material que contiene una masa m, tiene una ener-
gía en sí igual a la masa por la velocidad de la luz c al cuadrado.
Esta energía es enorme si se logra liberar. Pero en el caso de los
fotones muy energéticos podemos hacer la operación contraria.
A la energía de los fotones le podemos asociar una masa. Si esta
masa es comparable con la masa de alguna partícula, el fotón
podría ser capaz de modificar su trayectoria al chocar con la par-
tícula. Esta acción es comparable al siguiente fenómeno. Supon-
gamos que tenemos una pelota de béisbol. Si la lanzamos con-
tra un automóvil, lo más seguro es que lo despostillemos, pero
difícilmente lograríamos desviarlo de su camino. Sin embargo,
si no lanzamos la pelota con la mano, sino con un cañón, tal vez
logremos desviar el automóvil de su camino; depende de la can-
24
tidad de energía con la que logremosdisparar al automóvil con
el cañón.
Esto sucedió constantemente en la época en que la temperatu-
ra era muy alta. Todas las partículas chocaron constantemente
contra todas las partículas, interactuando todas las partículas con
todas las demás. En particular, los fotones chocaron con todas las
partículas existentes, alterando sus trayectorias y desviándo-
las constantemente. Conforme fue disminuyendo la temperatura
del Universo, también disminuyó la temperatura de los fotones
hasta que fueron capaces de sólo alterar la trayectoria de las par-
tículas más ligeras, es decir, los electrones. Pero al bajar aún más
la temperatura, la energía de los fotones ya no fue capaz de alte-
rar nada, los fotones entonces ya no interactuaron directamente
con la materia y viajaron libremente por el Universo. Este mo-
mento es conocido como la época de la recombinación, en la que
los fotones empiezan a viajar libremente por el Universo. Antes
de la recombinación, los fotones, o sea, la luz, estaba en constan-
te interacción con la materia a través de los choques de la luz con
la materia. Es decir, los fotones no seguían trayectorias libres, sus
trayectorias eran alteradas constantemente por la materia. Pero
en el momento en que la energía de los fotones baja lo suficiente
como para ya no poder interactuar con la materia, estos fotones,
esta luz, puede propagarse en trayectorias libres, sin ser alterada.
Lo importante es que estos fotones viajarán con la información de
su última interacción con la materia. Si lográramos captar estos
fotones, es decir, tomar una fotografía de estos fotones, con esta
luz, podríamos ver el Universo como se veía en ese momento.
Esta separación de la radiación electromagnética, es decir, de los
fotones, de la interacción con la materia, sucedió unos 350000
años después del big bang. Si lo comparamos con la edad del
Universo, que es de 13700 millones de años, 350000 años son
como las primeras horas de vida del Universo. Es como si a una
persona que vivirá unos 80 años, le tomaran una foto a las 17 ho-
ras de nacido. Esta foto del Universo existe, y fue tomada con dife-
rentes instrumentos. La primera foto la tomó el satélite artificial
cobe, en 1992; la segunda la tomaron usando globos aerostáticos
en el año 2000, y la tercera, la que tiene mayor resolución, fue
25
tomada por el satélite artificial wmap, en el año 2003 (véase la
lámina 4). Más adelante veremos cómo se tomaron estas fo-
tografías, pero la foto del Universo cuando tenía tan sólo unos
350000 años de vida es unos de los logros más maravillosos del
hombre en su búsqueda por entender el origen del Universo.
Poco después de la recombinación, la temperatura del Uni-
verso descendió a un nivel en el cual los electrones fueron atra-
pados por los núcleos atómicos. Así nacieron los átomos, en este
caso, los átomos de hidrógeno y helio, principalmente. Si el Uni-
verso hubiera sido completamente homogéneo, después de este
momento ya no habría pasado nada. Pero, afortunadamente,
el Universo no era completamente homogéneo. Desde muy
temprano, existió una serie de inhomogeneidades que fueron
creciendo con el tiempo, ayudadas por la fuerza gravitacional.
Como veremos después, estas inhomogeneidades provocaron
que partes del gas se colapsaran y formaron objetos densos,
con características muy peculiares. Dependiendo de sus tamaños,
estos objetos son los cúmulos de galaxias y las galaxias mismas. El
colapso gravitacional fue lo que logró que estos objetos cósmicos
nacieran y se desarrollaran (véase la lámina 5).
Después de la recombinación y la formación de átomos, em-
pezó la formación de galaxias debido a la fuerza gravitacional.
Dentro de las galaxias viven enormes volúmenes de gas. Como
la galaxia es un sistema donde habita una gran cantidad de gas,
este gas empezó a ser atraído constantemente debido a su fuerza
gravitacional. Es semejante a lo que pasa en la Tierra y la Luna.
Cuando la Luna aparece por el horizonte, ésta atrae un poco a la
Tierra. Pero más que atraer a la Tierra, atrae al mar, provocando
que suba la marea en las orillas. Este fenómeno es bien conoci-
do por quienes viven en las orillas del mar. Cuando aparece la
Luna, la marea sube, la Luna atrae al mar con su fuerza de grave-
dad. A estas fuerzas se les conoce como fuerzas de marea. De la
misma forma como en el mar, la presencia de mucho gas en la ga-
laxia provoca fuerzas de marea dentro de la galaxia y debido,
entre otras circunstancias, a las fuerzas de marea de la galaxia, el
gas se colapsa para formar estrellas. La formación de estrellas en
las galaxias es muy común (véanse las láminas 6 y 7).
26
Las estrellas no son otra cosa que masas de gas en equilibrio
gravitacional y térmico. En un proceso más o menos complicado,
pero ya conocido, el gas empieza a colapsarse por su fuerza gra-
vitacional, girando alrededor de un eje (véanse las láminas 8 y 9).
Al colapsarse, el gas disminuye su volumen, lo que provoca un
aumento de la temperatura del gas, sobre todo en el centro del
colapso. Al aumentar suficientemente la presión del gas en el
centro de la estrella, que es principalmente hidrógeno, a pre-
siones y temperaturas muy altas el hidrógeno inicia una reacción
de fusión nuclear; a grandes rasgos, los núcleos de hidrógeno,
o protones, se unen para formar dos protones unidos, es decir,
helio. Esta reacción nuclear es la misma que se lleva a cabo en
la explosión de una bomba de hidrógeno y es exotérmica, aumen-
ta la temperatura del gas. Al mismo tiempo, el aumento de esta
temperatura provoca a su vez un aumento en la presión del gas
en dirección contraria al colapso gravitacional. Pero, entre más
se colapse el gas, más aumenta la temperatura del centro y
mayor es la intensidad de las reacciones termonucleares. Por lo
tanto, entre mayores sean las reacciones termonucleares, más
aumentará la temperatura y mayor será la presión que compen-
se el colapso, hasta llegar un momento en el que los dos pro-
cesos se equilibren. La formación de una estrella puede durar
varios millones de años, pero después de este proceso las fuerzas
dentro de la estrella se equilibran, lo cual da origen a una estre-
lla estable. Y este equilibrio es tan estable que suele durar miles
de millones de años. Claro, entre más grande sea una estrella
más presionará su centro, más rápido se consumirá su hidrógeno
y lo convertirá en helio. Así que una estrella gigante suele durar
menos tiempo que una más pequeña. La nuestra, el Sol, es una
estrella mediana que ha “quemado” hidrógeno durante 5 000
millones de años, y lo seguirá haciendo durante otros 5000 millo-
nes de años.
Pero la cantidad de hidrógeno es finito, por lo que llega un mo-
mento en que se acaba. Cuando esto sucede, el gas vuelve a colap-
sarse y el centro vuelve a disminuir su tamaño, por lo tanto se
calienta mucho más. Si la presión del gas aumenta de nuevo lo
suficiente, es el helio el que se empieza a fusionar. Como es ob-
27
vio, ahora el centro de la estrella es básicamente un gas de helio
y un poco de hidrógeno y éstos, al fusionarse con otro helio o con
otro hidrógeno, forman litio y berilio. La fusión del helio es más
caliente y, por consiguiente, la presión en el centro de la estrella
es mayor, lo cual compensa de nuevo el colapso gravitacional de
la estrella, pero este combustible se termina más rápidamente
que el de hidrógeno y la estrella vuelve a colapsarse un poco
más; al aumentar su temperatura, es el litio el que se fusiona y
establece un equilibrio, y así sucesivamente. Al final, se han
producido prácticamente todos los elementos en el centro de la
estrella en un proceso que puede durar varios miles de millones
de años; la estrella acaba con todo su combustible, con todos
los elementos que al fusionarse forman una reacción exotérmica,
terminando con el hierro. Entonces ya no hay nada que detenga
el colapso. El último de estos colapsos es muy violento, y depen-
de fundamentalmente del tamaño de la estrella; el colapso final
es acompañado de una gran explosión, iluminando con ella
todo el firmamento; enocasiones alumbra tanto como la gala-
xia misma. A estas explosiones se les conoce como supernovas y
su tamaño depende fundamentalmente de la masa final de la es-
trella (véase la lámina 10). Después de esa gran explosión de
supernova, la estrella se convierte en algún tipo de estrella muy
compacta y opaca, según la masa final después de la explosión.
A saber, si la masa final de la estrella después de la explosión es
menor que 1.4 masas solares, la estrella final será una enana
blanca. A este límite de masa dado por 1.4 masas solares se le
conoce como límite de Chandrasekhar, en honor al físico hindú
Subrahmanyan Chandrasekhar, quien lo encontró en la década
de 1930. Si el producto final de la explosión de supernova es ma-
yor que el límite de Chandrasekhar, pero menor que algo más
que dos masas solares, el producto final será una estrella de neu-
trones, llamada así porque es básicamente un sistema de neutro-
nes puros (tal vez con una superficie de hierro). El campo mag-
nético de estas estrellas es tan intenso que es capaz de lanzar
señales electromagnéticas, ondas de radio fundamentalmente,
a enormes distancias. Estas ondas de radio son captadas aquí en
la Tierra en forma de pulsos, y es por ello que a estas estrellas
28
se les conoce también como pulsares (véase la lámina 11). Si la
masa final de la estrella es mayor que 2.5 masas solares, el pro-
ducto final será tal vez un hoyo negro, un objeto tan denso (ya
que nada ha podido detener su colapso) que ni la luz es capaz
de salir de él. En la actualidad hay buenos indicios de que en
los centros de muchas galaxias (incluso en la nuestra, véase la
lámina 12) existen hoyos negros supermasivos, es decir, hoyos
negros con masas de millones de masas solares. Se ha reconocido
que galaxias mayores tienen hoyos negros más masivos en sus cen-
tros que la galaxias de menor tamaño (véase la lámina 13).
El punto más interesante es que, al llevarse a cabo la explosión
de supernova, la mayor parte de esta estrella es lanzada al exte-
rior, sólo el núcleo permanece en la estrella. Pero ésta ha trans-
formado prácticamente todo su hidrógeno en elementos más
pesados, en los elementos que ahora conocemos. Entonces, estos
elementos cocinados en el centro de la estrella son lanzados al
exterior para convertirse de nuevo en polvo interestelar, que des-
pués podrá ser captado por otra estrella en formación. Esto es
seguramente lo que sucedió con nuestra estrella. El Sol es una
estrella de la segunda generación, o tal vez de la tercera, forma-
da en nuestra galaxia. El Sol captó los elementos remanentes de
otra u otras estrellas que envejecieron antes, después de vivir su
ciclo completo hasta transformarse en supernovas (véase la lámi-
na 14). Los elementos captados por el Sol fueron también capta-
dos por sus planetas, como la Tierra, elementos que han servido
para iniciar el proceso de la vida en nuestro planeta. Es decir,
estamos hechos de elementos cocinados en el centro de las estre-
llas en miles de millones de años, después de los cuales el Sol ha
servido como foco de energía para que la Tierra y los demás pla-
netas del sistema solar tengan condiciones para su desarrollo. En
la Tierra, estas condiciones han dado lugar a un desarrollo orgá-
nico muy intenso. Después de unos 4000 millones de años, estos
elementos en condiciones propicias, han dado pie a un número
enorme de especies animales y vegetales. Ahora sabemos que la
formación de estos discos planetarios es muy común en el Uni-
verso, por lo que la existencia de planetas debe de ser algo típico,
algo común en el cosmos (véase la lámina 15). Particularmente,
29
en nuestro sistema solar, este disco planetario ha dado lugar a
una especie que ha adquirido conciencia de sí mismo, de su
entorno y del Universo: el hombre. En otras palabras, estamos
hechos de Universo, nuestra sustancia fue cocinada en miles de
millones de años en los núcleos de las estrellas, somos materia del
Universo que evolucionó en un planeta para ser conciente de su
existencia y de la existencia del cosmos; somos los ojos, los oídos,
el cerebro del Universo, es decir, somos la parte del Universo que
pretende conocerse a sí mismo.
Debido al colapso gravitacional la vida existe en la Tierra. Más
aún, debido a la formación de las galaxias y luego de las estrellas
el Universo pudo crear la conciencia, a un ser que sabe de su exis-
tencia y de la existencia del Universo; somos esa parte del Uni-
verso que se pregunta: ¿qué hago aquí?, ¿de dónde vengo?, ¿a
dónde voy?, ¿para qué estoy aquí?, ¿para qué existo? Y que
lucha incansablemente para dar una respuesta a estas pregun-
tas (aunque esto no siempre sea totalmente posible).
III. Teoría general
de la relatividad
En síntesis, los científicos de la segunda mitad del siglo xx pen-
saban que su idea sobre lo que podría ser el Universo se aproxi-
maba mucho a la realidad. Muchos creían que ya se conocían
casi todos los puntos fundamentales sobre la evolución del
Universo y que sólo hacia falta un trabajo sistemático para ajus-
tar constantes y mejorar observaciones. A este modelo lo llama-
ron el modelo del big bang caliente o modelo estándar de la
cosmología.
Este fenómeno que hace que los sabios de la humanidad pien-
sen que ya lo saben todo, sucede a los hombres regularmente.
Otros dos ejemplos se dieron a fines de la edad media y a prin-
cipios del siglo xx, hace 100 años. Hablaremos de estas dos
aventuras.
30
Durante 1200 años, en el mundo cristiano prevaleció la idea de
un Universo como lo había concebido Ptolomeo en la época
de los griegos. Ptolomeo había supuesto que el Universo con-
sistía de una serie de esferas concéntricas en las cuales la Tierra
era el centro. Alrededor de la primera esfera giraba la Luna;
alrededor de la segunda giraba el Sol en torno a la Tierra. En las
siguientes cinco esferas giraban los cinco planetas conocidos
en aquel entonces: Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno.
Una estrella, la del norte, era la única que no giraba, y al final
se encontraba la esfera donde estaban pegadas todas las estre-
llas, todas juntas inmutables girando en la misma esfera. Esta
idea estaba, además, en concordancia con la cosmogonía cristia-
na: el hombre a imagen y semejanza de Dios, en el centro del Uni-
verso. Durante más de 1 200 años esta idea cambió poco. Los
hombres se hacían muchas preguntas sobre el Universo, pero
no ponían en duda este modelo (o no lo decían, pues si lo hacían
corrían el peligro de que la inquisición los quemara vivos).
En la antigua Polonia del siglo xvi, fueron las observaciones
de Nicolás Copérnico las que provocaron las primeras dudas
sobre el modelo de Ptolomeo. Copérnico observó que los plane-
tas no seguían trayectorias circulares sino que, en ocasiones,
algunos, en su trayectoria, daban marcha atrás (véase la figura 4).
Por lo tanto, su experiencia no concordaba con el modelo de
Ptolomeo. Poco tiempo después, Johanes Kepler, un joven in-
quieto que estudiaba en la universidad de Tübingen en Alema-
nia, y que vivió en una época de efervescencia de ideas nuevas,
se enteró por sus maestros de las ideas de Copérnico. En esos
momentos, el padre Martin Lutero ponía en tela de juicio el po-
der de la iglesia católica que predominaba en toda Europa, y
discutía nuevas ideas sobre la religión. Kepler, que para enton-
ces ya era maestro de matemáticas en Praga, encontró que
había la misma relación entre las órbitas de Júpiter y Saturno y
la de un triangulo equilátero dibujado entre dos círculos con-
céntricos. Esto le hizo suponer que las órbitas de los planetas
tenían alguna relación con las cinco figuras sólidas perfectas
de la geometría euclidiana. Esta idea estaba en concordancia
con la premisa de que si Dios era perfecto, entonces debería
31
Figura 4. Trayectoria que siguen los planetas en la bóveda celeste. Copérnico fue el primero en observar que este movimien-
to se puede explicar suponiendo que la Tierra y los planetas giran alrededor del Sol.
utilizar figuras perfectas para establecer sus leyes de movimiento.
Kepler pasóprácticamente toda su vida tratando de encontrar la
relación de las órbitas con estos sólidos perfectos, pero nunca
logró ajustar sus ideas a las observaciones. Sin embargo, en un
día de inspiración, Kepler ensayó una elipse como posible tra-
yectoria de los planetas alrededor del Sol. El ajuste fue perfecto.
Kepler logró explicar las observaciones de Copérnico sobre las
trayectorias de los planetas, utilizando un modelo en el que la
Tierra ya no estaba en el centro del Universo, sino era el Sol el
que estaba en el foco de la órbita de la Tierra. Al poco tiempo,
Kepler enunció sus tres leyes del movimiento de los astros. La
primera ley de Kepler es sobre la forma de la órbita de los
astros: los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol,
donde el Sol está en uno de sus focos. La segunda es sobre el
movimiento de estos astros: los planetas barren áreas iguales en
tiempos iguales, lo cual implica que los planetas no siempre
viajan a la misma velocidad. Y la tercera ley de Kepler habla so-
bre la distancia de estos astros del Sol: el cubo del periodo de la
órbita de los planetas es proporcional al cuadrado de su distan-
cia del Sol (véase la figura 5). Estas tres leyes tan simples explican
completamente el movimiento de los astros en el cosmos.
Y ¿de qué nos sirve saber cómo se mueven los planetas en el
cosmos? Lo importante de esta historia es que esta acción con-
dujo al hombre al desarrollo moderno de la sociedad y de la
tecnología. Kepler fue el primer hombre en anteponer sus ob-
servaciones sobre sus creencias. Luchó toda su vida para que su
creencia en las figuras perfectas funcionara como modelo del
cosmos, pero con esto demostró que la naturaleza no es lógica,
no sigue patrones lógicos preestablecidos como las matemáti-
cas, la naturaleza es sutil y siempre llena de sorpresas. Estas
observaciones y estas leyes condujeron a una revolución total
del pensamiento y de la ciencia, cuya cúspide fue el descubri-
miento de las leyes de Newton; una teoría general que explicaba
las observaciones del Universo; un concepto totalmente revolu-
cionario basado en una teoría matemática que aparentemente
podía explicar todo; unas cuantas fórmulas matemáticas que
explican todo el Universo, todo lo que observamos. El predomi-
33
Figura 5. Las leyes de Kepler: los planetas siguen órbitas elípticas alrededor del Sol. Los planetas barren áreas iguales en
tiempos iguales. El cubo del periodo de la órbita de los planetas es proporcional al cuadrado de sus distancias al Sol.
nio de esta teoría se mantuvo hasta fines del siglo xix, cuando la
teoría de Newton, conjuntamente con la teoría electromagnéti-
ca de Maxwell, eran la piedra angular del conocimiento humano
sobre la naturaleza y el cosmos. De nuevo, la mayoría de los pen-
sadores de la época opinaba que la ciencia estaba terminada,
que sólo faltaban unos cuantos detalles para poder acabarla.
Pero no fue así.
El inicio del siglo xx fue el escenario de otra fabulosa revolu-
ción del pensamiento. En aquella época, un grupo de científicos
investigaba fenómenos como el de la radiación de cuerpo negro
(básicamente radiación electromagnética causada por un objeto
caliente). En el laboratorio observaban que un cuerpo caliente
puede emitir ondas electromagnéticas en forma de ondas de ra-
dio. Lo característico era que esta radiación sigue un patrón muy
especial, como el que se ve en la figura 3. Los investigadores te-
nían la convicción de que el fenómeno debería explicarse usando
la teoría electromagnética de Maxwell, pero eso no sucedió. Por
un lado, las observaciones en la radiación de cuerpo negro no ajus-
taban con la teoría electromagnética y la teoría cinética. Por otro
lado, la teoría electromagnética y la teoría mecánica de Newton
presentaban ciertas inconsistencias teóricas. La primera llevó a
Max Planck, en Alemania, a la formulación del concepto de ener-
gía cuantizada, es decir, energía que toma sólo valores discretos.
En el momento de su formulación, el concepto pareció algo
descabellado. Es como si hoy alguien les dijera a ustedes que
para subir a un piso alto de un edificio sólo pueden hacerlo de
un salto, no por las escaleras ni por el elevador, ya que los luga-
res intermedios no existen. Suena ridículo. Pero mediante una
serie de experimentos Planck demostró que en el mundo micros-
cópico así es. La energía y todas las cantidades físicas están cuan-
tizadas, es decir, no pueden tomar valores continuos, sólo valores
que son proporcionales a los números enteros. Ésta es la base de
la teoría cuántica, que es el fundamento de la electrónica mo-
derna. Los aparatos de telecomunicaciones, de televisión, etc., no
podrían pensarse sin las bases de la mecánica cuántica, logro
que provocó cambios muy radicales en nuestras vidas. ¿Imagínen-
se el mundo sin televisión?
35
La segunda inconsistencia de la época, una inconsistencia
más que menos teórica, llevó al joven alemán Albert Einstein a
formular la teoría especial de la relatividad y luego la teoría ge-
neral de la relatividad. Ya era conocido por varios físicos de la
época que la teoría electromagnética y la teoría de Newton no
siguen las mismas leyes de transformación. El joven Einstein
apostó a favor de la teoría electromagnética de Maxwell y formu-
ló una teoría mecánica compatible con la teoría de Maxwell, lo
cual no desechaba la teoría de Newton, decir esto es como un
suicidio. Con la teoría de Newton, los tecnólogos de la época
habían podido diseñar las máquinas que trabajaron durante la
Revolución Industrial. La nueva teoría de Einstein establecía un
límite de validez a la teoría de Newton. Si los cuerpos se mue-
ven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz, la teoría de
Newton deja de tener validez. La teoría especial de la relativi-
dad no gustó a muchos, quienes inmediatamente la rechaza-
ron. Pero las observaciones vinieron después y comprobaron lo
que la teoría predecía. Un logro realmente notable de un hom-
bre. Einstein formuló la teoría especial de la relatividad en 1905,
a los 26 años de edad. Ésta es la teoría dinámica de los objetos
que se mueven a velocidades cercanas a la velocidad de la luz.
Una de sus consecuencias es la famosa fórmula de Einstein:
E � mc2. Aquí, E es la energía en reposo de un cuerpo, m su
masa y c la velocidad de la luz. Esta fórmula es fundamental en
todas las teorías modernas. La teoría contenía implícitamente
las leyes dinámicas de las interacciones electromagnéticas, pero
no una formulación equivalente para las interacciones gravitacio-
nales. En 1909, con la ayuda de su amigo matemático Marcel
Grossman, Einstein empezó a formular una teoría gravitacio-
nal consistente con su teoría especial, que estuvo lista en 1915.
Pero, ¿en qué consiste la teoría general de la relatividad? ¿Hasta
qué punto es ésta una revolución del pensamiento? Vamos a
explicarlo.
La teoría general de la relatividad se basa en las observaciones
de Galileo Galilei sobre la caída libre de los cuerpos, experiencia
que cualquiera de nosotros puede llevar a cabo en casa. Pregunte
a un niño qué esperaría si dejara caer desde cierta altura, al mis-
36
mo tiempo, dos piedras una muy pesada y una mucho más ligera,
¿cuál cae primero? Seguramente el niño responderá: “la más
pesada”. Puede parecer cierto, si es más pesada la Tierra la atrae
con mayor fuerza, por lo tanto va más rápido. Sin embargo, hay
algo más. Si la piedra es más pesada, al mismo tiempo contiene
mayor inercia. Vamos a ser más explícitos. En la naturaleza hay
dos fuerzas que tienen que ver con la masa. Según nuestra masa,
es nuestro peso. A mayor masa (la cual es la carga gravitacional,
es decir, la medida con la que la Tierra nos atrae), la Tierra nos
atrae con mayor fuerza. Esta fuerza siempre es en dirección al
centro de la Tierra. Pero hay otra fuerza que tiene iguales re-
percusiones. Cuando vamos en un autobús urbano, que general-
mente los conductores manejan como si transportaran vacas en
vez de personas, nuestra tendencia dentro del vehículo es la de
movernos de un lado a otro. Por ejemplo,si el autobús frena,
nos lanzamos hacia delante; si el autobús acelera, nuestra ten-
dencia es entonces irnos hacia atrás. Existe una fuerza que nos
mueve dentro del autobús que no tiene nada que ver con la
atracción gravitatoria de la Tierra, sino sólo con el movimiento
del autobús. Esta fuerza se opone siempre a nuestro cambio de
movimiento, va en sentido inverso a la dirección a la que noso-
tros cambiamos de movimiento. También notamos que a los
niños les afecta menos, y que a las personas gorditas les afecta
más. No es lo mismo empujar un automóvil pequeño que un trai-
ler. Tratar de cambiar el estado de movimiento (empujar) del
automóvil, es mucho más fácil que cambiar el estado de movi-
miento del trailer. (Intenten frenar un trailer en la carretera,
no es fácil). A esta fuerza se le llama inercia, y es proporcional
a la masa. Pero, obviamente la fuerza de inercia no tiene nada
que ver con la fuerza de gravedad. La inercia se debe al movi-
miento, y la fuerza de gravedad a la carga gravitacional.
La experiencia de Galileo consiste en que la piedra pesada y la
piedra ligera caen siempre al mismo tiempo. Dice la leyenda que
Galileo hizo este experimento en la torre de Pisa (véase la figu-
ra 6), valiéndose de su inclinación. Sin embargo, este resultado
parece ilógico. Si la piedra es más pesada, la Tierra la atrae con
mayor fuerza y por lo tanto debería caer más rápido. Pero la pie-
37
Figura 6. Galileo hizo el experimento de lanzar dos objetos de diferentes masas (dice la leyenda que desde la torre de Pisa)
para ver cuál caía primero. El resultado fue que ambos objetos dejados caer simultáneamente siempre llegaron al mismo
tiempo, no importando su masa.
dra más pesada también tiene mayor inercia, así que se opone
con mayor intensidad al movimiento. Incluso, cuando le pre-
gunté a mi hijo de 6 años cuál caía primero, contestó: “la más
ligera, porque puede ir más rápido”. Cierto, pero lo que no tomó
en cuenta es que la piedra ligera no es atraída por la Tierra con
tanta fuerza como la más pesada. Lo sorprendente es que si
aumentamos la masa inercial, también aumentamos la masa (car-
ga) gravitacional. El hecho de que sin importar la masa las piedras
siempre caen a la misma velocidad, implica que la masa gravita-
cional, la que atrae a la piedra contra la Tierra, aumenta en la mis-
ma proporción que la masa inicial, la que se opone al cambio de
movimiento. Es decir, la masa inercial es igual a la masa gravita-
cional. Muy sorprendente ¿verdad? Bueno, ¿y eso qué es?
Bien, significa que si yo voy en un elevador y de pronto sus
cuerdas se rompen y desciende en caída libre, todo lo que vaya
dentro del elevador caerá con la misma velocidad, incluso la ca-
bina. Quienes vayamos en el elevador sentiremos que estamos
flotando; todo lo que vaya dentro flotara en él, igual que en una
nave espacial en medio del espacio infinito, donde no hay gra-
vedad (véase la figura 7). Aquí está el punto. Einstein hizo el
siguiente razonamiento: en un lugar donde no hay fuerzas los
objetos que viajan a velocidad constante viajarán siempre en
línea recta. Dos objetos que viajen paralelamente nunca choca-
rán; es decir, si no hay fuerzas las paralelas nunca se juntarán
(véase el lado derecho de la figura 7bis). A un objeto que viaja
a una velocidad constante los físicos lo conocen como sistema
inercial. Einstein se preguntó: ¿cuáles son los sistemas inerciales
en un planeta? Si retomamos la experiencia del elevador en caída
libre, veremos que la gente dentro del elevador experimentará
una sensación idéntica a la de los astronautas que viajan den-
tro de una nave en el espacio. Ambos verán que todo flota.
Por ejemplo, si alguna de las personas en el elevador en caída
libre empujara un objeto, el objeto se movería en la dirección
en la que fue empujado a velocidad constante. El resultado es
el mismo que en la nave espacial, que es un sistema inercial.
Einstein llegó a la conclusión de que los sistemas en caída libre
son los sistemas inerciales en los planetas, es decir, en los lugares
39
Figura 7. Una caja en caída libre, en un planeta como la Tierra donde actúa la fuerza gravitacional, con un hombre y una
pelota ligera en su interior, tiene el mismo efecto que la caja en un lugar en medio del cosmos, sin ninguna fuerza que actúe
sobre ella.
Figura 7bis. A la izquierda, dos objetos que caen libremente en una caja. Los objetos caen al centro del planeta, por lo que sus
trayectorias se juntarán en su centro. A la derecha, dos objetos que se mueven en el espacio sin ninguna fuerza. Si no hay nada
que los altere, sus trayectorias serán paralelas, nunca se juntarán.
en donde hay gravedad. Pero sí hay una diferencia. Supongamos
que ponemos dos pelotitas, una en cada extremo del elevador,
como ambas caen hacia el centro de la Tierra veremos que las
pelotitas se acercan lentamente, porque ambas viajan hacia el
centro de la Tierra (véase el lado izquierdo de la figura 7bis).
O sea, en este sistema las dos pelotitas que caen paralelamente
sí se juntarán en el centro de la Tierra. Esto quiere decir que en
un sistema con gravedad las paralelas sí pueden juntarse. Sin
embargo, en un plano las paralelas nunca se juntan. Pero en una
esfera sí puede haber paralelas que se junten, por ejemplo, dos lí-
neas paralelas viajando de norte a sur se juntan en los polos (véa-
se la figura 8). La conclusión de Einstein fue entonces brillante,
concluyó que las paralelas en el sistema gravitacional se juntan
porque el espacio-tiempo se curva. Pues bien, ésta es básica-
mente la teoría de Einstein: las interacciones gravitacionales cur-
van el espacio-tiempo. ¿Es esto realmente importante? Evidente-
mente sí, esta teoría cambia completamente nuestro concepto
de interacción. Para Einstein no hay fuerzas, como en la teoría de
Newton la interacción entre dos cuerpos se da por la modifica-
ción de la geometría del espacio-tiempo debido a la existencia
de los cuerpos.
Este concepto de interacción podría extenderse incluso a otras
interacciones, como la electromagnética, la nuclear, etcétera.
Muy bien, pero si la existencia de un cuerpo dobla, curva, modi-
fica la geometría del espacio-tiempo, esto debería verse. Así es,
ésta es una de las predicciones más extraordinarias de la teoría
general de la relatividad. En 1919, el físico inglés Sir Arthur Ed-
dington realizó una expedición al Atlántico sur, al occidente de
África, donde se llevaba a cabo un eclipse total de Sol. Ahí Edding-
ton observó las estrellas más cercanas a la corona solar en el mo-
mento del eclipse; seis meses después volvió a medir la posición
de las mismas estrellas, ya sin la alteración gravitacional causada
por nuestra estrella, cuando la Tierra estaba del otro lado de la
órbita solar. Lo que observó fue que las estrellas aparentemente
habían modificado su posición debido a la presencia del Sol,
que equivale a que el Sol había modificado la trayectoria de la
luz proveniente de estas estrellas, debido a que éste había curva-
4242
Figura 8. En un espacio curvo, como el de una esfera, las paralelas sí pueden juntarse, como aquí se aprecia, en los polos de
la esfera.
do su espacio alrededor (véase la figura 9 y la lámina 16). Es más,
la modificación coincidió muy bien con la predicha por Einstein.
Así que, Einstein tenía razón, la interacción gravitacional se da
por la modificación de la geometría del espacio-tiempo alrede-
dor. Este resultado espectacular implica que las interacciones
entre cuerpos se dan debido a la modificación que los cuerpos
ejercen sobre la geometría del espacio-tiempo. Pero ¿y qué im-
plicaciones tiene esta nueva teoría sobre nuestro modelo del
Universo? ¡Mucha!
El primero en hacerse esta pregunta fue el físico soviético
Alexander Friedmann en la segunda década del siglo xx. Investi-
gó las consecuencias de la teoría de Einstein sobre el modelo del
Universo. Según el modelo derivado de la teoría de Newton, to-
das las estrellas se atraen entre sí debido a su fuerza gravitacio-
nal. En tal caso, es difícil imaginar por qué el Universoestá en
equilibrio, ¿por qué si todas las estrellas se atraen, no se colap-
san? La solución a este problema se da de la siguiente manera.
Imaginemos una estrella, por ejemplo el Sol, rodeada por más
estrellas. Si para cada estrella existe otra estrella que se encuen-
tra del otro lado del Sol, ésta ejercerá una fuerza equivalente y
de sentido contrario sobre el Sol, de tal forma que la fuerza
neta sobre el Sol será casi cero (véase la figura 10).
Así, podemos imaginar que para cada una de las estrellas que
están alrededor del Sol, existe otra que la equilibra. Pero esto
mismo debe de suceder a su vez a cada una de estas estrellas que
rodean al Sol, debe de haber estrellas que también las equilibren.
Y a las que rodean a estas estrellas también debe de haber las
que las equilibran, y así sucesivamente hasta el infinito. Entonces
el Universo de Newton debía de haber sido infinito para poder
estar en equilibrio. Si era infinito en el espacio, entonces debería
serlo también en el tiempo. Aunque esto estaba en contradicción
con la idea religiosa de un inicio del Universo: de la existencia de
un momento de la Creación. Por otro lado, y en contradicción
con las predicciones de la teoría de Newton, los físicos, Alexan-
der Friedmann, en la Unión Soviética, y casi al mismo tiempo
el abate Georges Lemaître, en Bélgica, llegaron a la conclusión
de que, según la teoría de Einstein, el Universo debería tener un
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Figura 9. El campo gravitacional del Sol dobla la trayectoria de los rayos de luz provenientes de una estrella, debido a que el
campo gravitacional modifica la geometría del espacio-tiempo. Esto se manifiesta porque las estrellas que se ven cerca del Sol
están en realidad un poco desviadas de su posición real.
Figura 10. Una estrella que tiene estrellas rodeándole en cada dirección compensa las fuerzas que cada una de ellas ejerce
sobre la estrella central. Las flechas representan las fuerzas ejercidas por cada estrella que rodea a la estrella central. Esto
permite tener estrellas en equilibrio entre sí, si hay un número infinito de estrellas en el Universo.
principio y debería estar en expansión. Sin embargo, Einstein
buscaba desesperadamente que su teoría le diera un Universo
estático e infinito, como decían los paradigmas de la época. In-
cluso, Einstein llegó al extremo de modificar las ecuaciones de
su teoría, agregándoles una constante, que llamó la constante
cosmológica, para poder llegar a la solución estática del Uni-
verso, algo que ni aun así logró. La constante cosmológica no sir-
vió para explicar un Universo estático e infinito; de hecho, como
ya vimos, el Universo no es ni estático ni infinito (al menos el
nuestro). En 1929 Einstein viajó a Estados Unidos a visitar a
Edwin Hubble, quien había anunciado que había evidencias de
que el Universo estaba expandiéndose. Después de convencerse
de que las observaciones del Universo afirmaban su expansión,
Einstein pronunció una frase que se hizo célebre: “La constante
cosmológica es el peor error de mi vida”. Sin embargo, como
veremos más adelante, nuevas observaciones indican que es muy
probable que exista esta constante cosmológica o algo muy pare-
cido. También en esto, Einstein tuvo razón.
A partir de los descubrimientos de Hubble y la base teórica
que la teoría de la relatividad general daba a las observaciones de
la expansión del Universo, nuestro paradigma sobre el origen
del cosmos cambió de nuevo. Ahora pensamos que el Universo
tiene un origen y se expande, y que esta expansión fue causada
por una gran explosión que lanzó toda la materia del Universo
en todas direcciones. Sin embargo, como la fuerza de gravedad es
atractiva, se esperaría que el Universo se estuviera desacelerando.
Es decir, se esperaría que el Universo se hubiese expandido
más rápido antes en comparación a como lo hace ahora, ya que
la fuerza de gravedad lo debería estar frenando.
Sin embargo, de nuevo, la naturaleza es muy sutil y no es lógi-
ca. Lo que sucedió en los últimos 20 años del siglo xx y los pri-
meros del siglo xxi lo demuestran. Como veremos más adelante,
la sorpresa es que el Universo no se está frenando; por el contra-
rio, el Universo se está expandiendo cada vez más rápido. Este
descubrimiento trae consigo, una vez más, un cambio revolu-
cionario de nuestro paradigma del origen del cosmos.
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IV. Inflación
Antes de entrar en materia, vamos a discutir cuáles son los
problemas que tiene el modelo cosmológico de Friedmann, o
modelo estándar de la cosmología. El primer problema serio al
que se enfrentó fue que, según el modelo, el Universo debería
haber iniciado su vida en una gran explosión y continuar ex-
pandiéndose hasta nuestros días; la expansión debería ser suave
y desacelerada. Sin embargo, una expansión así tiene el siguien-
te problema: imagínense dos regiones separadas por una distan-
cia un instante después del origen del Universo; como el Uni-
verso está en expansión, la luz tendrá que viajar de una región
a otra en contra de la expansión; es como si una hormiga tra-
tara de llegar sobre un globo que está siendo inflado a un lugar
donde se encuentra su comida. Entre más espacio recorre, más
grande es la distancia. Depende de la velocidad a la que corra
la hormiga y de la velocidad en que se infle el globo, que la hor-
miga alcance algún día su comida (véase la figura 11).
Pero no sólo la luz, sino también la interacción gravitacional y
todo tipo de interacciones entre las partículas viajan a la veloci-
dad de la luz, aunque si el Universo estaba en su máxima velo-
cidad de expansión en ese momento, encontraremos regiones
que no tendrán tiempo de entrar en contacto a través de la luz,
y, por consiguiente, tampoco a través de ninguna interacción
entre partículas. Es decir, habrá regiones del Universo que no es-
tarán en contacto causal en este momento. El problema es que,
debido a la expansión del Universo siempre habrá muchas
regiones que tardarán mucho tiempo en entrar en contacto
causal entre ellas. Por ejemplo, imaginemos una galaxia lejana;
en estos momentos estamos recibiendo su luz, que viajó miles de
millones de años antes de llegar a nosotros; imaginemos también
las regiones de las que en este momento estamos recibiendo su
primera luz, regiones de las que nuestra galaxia nunca antes
había recibido luz. Más aún, estamos recibiendo la radiación de
fondo del Universo desde los confines más lejanos del Universo
(también del Polo Norte, del Polo Sur, etc.). El problema es que,
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Figura 11. Una hormiga camina hacia su comida en un globo que es inflado constantemente. Al tiempo 1, la distancia que
tiene que recorrer la hormiga es menor que el tiempo 2. Si el globo se sigue inflando, el globo sigue en expansión, y no es
seguro que la hormiga consiga su objetivo.
en todo el Universo que observamos, tanto las galaxias como la ra-
diación de fondo, tienen exactamente las mismas características.
Es decir, la radiación de fondo que recibimos por el Polo Norte
tiene la misma temperatura, la misma densidad, el mismo espec-
tro de fluctuaciones, etc., que la radiación de fondo que recibi-
mos por el Polo Sur ¿Cómo es posible, si estas dos regiones tan
distantes de nosotros, aún más distantes entre sí, que nunca
estuvieron en contacto causal una con la otra, sepan de todas
las características de la otra región? ¿Cómo sabe una región
remota para nosotros, que otra región también remota para
nosotros pero del lado opuesto, que cada una tiene la misma tem-
peratura, la misma densidad, etc., si nosotros estamos a mitad
del camino entre ellas? ¿Cómo se comunicaron entre sí? A este
problema se le conoce como el problema del horizonte.
Un problema más del modelo de Friedmann, igual de grave,
es el de las condiciones iniciales. En cada modelo, el desarrollo
del Universo depende de cómo era éste en sus inicios, es decir,
de sus condiciones iniciales. Es análogo al siguiente ejemplo.
Imaginemos que dejamos caer una pelota por un tobogán (véase
la figura 12); sin importar cómo la dejemos caer, su movimien-
to será semejante en cadacaso, la pelota rodará hacia abajo,
pegando de vez en cuando contra las paredes del tobogán. Al
momento de dejar caer la pelota se le llama condición inicial.
Este fenómeno es muy diferente al de dejar caer la pelota sobre
un tubo con la misma inclinación que el tobogán; será muy
difícil que la pelota siga el tubo hasta el final. Deberemos colocar
la pelota con mucho cuidado justo en el centro del tubo para lo-
grar, aunque tal vez con dificultad, que descienda en línea recta.
A veces la pelota caerá hacia la izquierda, otras a la derecha, etc.,
pero raramente llegará hasta el final del tubo. En este caso, las
condiciones iniciales deben ser extremadamente exactas para lo-
grar que la pelota ruede sobre el tubo. En el caso del Universo,
se esperaría que las condiciones iniciales no fueran tan extre-
mas; que la formación de universos que puedan originar vida
como la nuestra no sea tan especial; unas condiciones iniciales
del Universo, algo como lo que ocurre con la pelota cayendo por
el tobogán.
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Figura 12. Para una pelota que cae por un tobogán, las condiciones iniciales, o sea, la forma en que la dejemos caer desde
arriba, no influye mucho en su caída. La pelota siempre rueda por el tobogán. Pero para una pelota descendiendo sobre un
tubo, las condiciones iniciales influirán mucho en su comportamiento de caída. Lograr que la pelota ruede sobre el tubo hasta
abajo es sumamente difícil y requiere de condiciones iniciales muy precisas.
Sin importar demasiado cómo son las condiciones iniciales del
Universo, siempre deberíamos obtener algo semejante. Pero en
el modelo de Friedmann esto no es así. Por ejemplo, sabemos
más o menos cuál es la densidad total de Universo, es práctica-
mente la densidad crítica del Universo, la cual aclararemos más
adelante. Para identificar los contenidos de materia en el Univer-
so, los cosmólogos acostumbran usar más que la densidad de
alguna especie de materia, el cociente de esta densidad dividido
entre la densidad crítica. Así, este cociente es prácticamente 1
para el Universo en total. Sin embargo, si queremos lograr que
nuestro modelo tenga esta densidad actualmente, debemos ini-
ciar con un cociente de densidad que es 1.000…001, un uno,
un punto, 60 ceros y al final un uno de nuevo. O, 0.999…9, un
cero, punto y 60 nueves. Algo extremo. Si no lo hacemos así, si
por ejemplo en vez de poner 60 ceros sólo ponemos 10 o 20, el
Universo resultante iniciará, se expandirá un poquito y se reco-
lapsará. En este Universo no daría tiempo de que se formaran
galaxias, que a su vez formaran estrellas y luego planetas que
originen vida y gente que se pregunte cómo se originó el Uni-
verso. O al contrario, si en vez de 60 nueves, sólo ponemos 10 o
20, el Universo se expandirá tan violentamente que no permitirá
la formación de galaxias, ni de nada. Es decir, para obtener un
Universo que forme galaxias, estrellas, planetas, vida y después
conciencia debemos poner unas condiciones iniciales en una si-
tuación extrema. Claro que habrá quien argumente, pues así es
el Universo, y si no tuviera esas condiciones iniciales extremas,
no daría lugar al Universo que conocemos ni a seres que se pre-
gunten por qué es así el Universo. Sin embargo, se espera una
respuesta más elocuente y que permita la formación de universos
con estas características. Como una pelota que cae por el tobo-
gán. Hay varios otros problemas del modelo de Friedmann, pero
no son de trascendencia para nuestro objetivo, así que es sufi-
ciente con los aquí expuestos.
A principios de los ochenta, Alan Guth propuso una solución
a algunos de estos problemas. Ésta consistió en que el Universo
tuvo una era donde se expandió a gran velocidad, de una ma-
nera extrema. A esta era se le llama era inflacionaria. Si hubo
52
una era así, entonces la región donde nos encontramos pudo
haber estado en contacto causal muy al origen del Universo y
después, debido a la era inflacionaria, la región creció enorme-
mente hasta ser más grande que la región que ahora observamos
(véase las figuras 13 y 14). Veamos por qué. Imaginemos una
región pequeña, en donde las partículas separadas una distancia
entre sí entran después de un corto tiempo en contacto causal.
Según el modelo de Friedmann, esta región es tan pequeña que
no alcanzará nunca el tamaño de la región causal que ahora ve-
mos, o sea la región total que alcanzamos ver con nuestros
telescopios. Sin embargo, si algo provocara que esta pequeña
región, después de entrar en contacto causal con sí misma, cre-
ciera enormemente hasta alcanzar un tamaño que después, en su
expansión normal al estilo del modelo de Friedmann, alcanza
el tamaño de Universo causal que ahora vemos, se resolvería el
problema del horizonte.
Alan Guth propone que una era inflacionaria agigantó todas
las regiones que ya estaban en contacto causal entre sí, hasta que
lograron un tamaño que en una expansión normal, tipo modelo
de Friedmann, les diera sus tamaños actuales. Esta solución tenía
algunas pequeñas fallas que se han ido perfeccionando con el
tiempo. Pero la idea ha perdurado, no sólo porque resuelve
el problema del horizonte, sino porque también resuelve el pro-
blema de las condiciones iniciales, y algo más: la expansión acele-
rada da como resultado la creación de fluctuaciones primordia-
les, que después serán de suma importancia para la formación
de estructura en el Universo. Expliquemos esto.
Las observaciones que muestran que el Universo es homogé-
neo e isotrópico, permiten tres posibilidades. Los matemáticos
han demostrado que los espacios geométricos que cumplen es-
tas dos condiciones son la esfera, el plano y algo como una silla
de montar. Si el Universo fuera como una esfera, se expandiría du-
rante un tiempo y luego se recolapsaría. A este Universo se le
llama Universo cerrado. Si el Universo fuera como una silla de
montar, se expandiría por siempre, no tendría nunca la opor-
tunidad de recolapsarse. El caso intermedio es el Universo plano,
en el que el Universo se encuentra exactamente entre estas dos
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Figura 13. Si sólo siguiéramos el modelo de Friedmann, la región que ha estado en contacto causal estaría contenida en la
región que apreciamos ahora. Si así fuera, no podríamos explicar cómo las condiciones físicas de la región X son idéntica a
las de la región Y.
Figura 14. Si existiera un periodo de expansión muy acelerada, es decir, de inflación, la región en contacto causal podría ser
más grande que la región del Universo que ahora observamos. Esto resolvería el problema del horizonte.
Figura 15. Si el Universo se inflara, su superficie aparecería plana debido a que la curvatura se “borra” por la inflación.
posibilidades. En los últimos años se ha podido comprobar, me-
diante observaciones muy precisas de la densidad del Universo,
que éste es prácticamente plano. Un periodo inflacionario pro-
vocaría que el Universo se volviera prácticamente plano. Es
como si se inflara un globo, si está poco inflado, notarán que
es como una pelota, que está curvado. Pero si el globo está de-
masiado inflado, como la Tierra, pensaríamos como los hom-
bres antiguos: que la Tierra es plana. Al inflarse el Universo, los
vestigios de su curvatura se “borran” y el Universo, al final de
cuentas, aparece plano, lo cual explica por qué su cociente
de densidad es 1, sin necesidad de imponer condiciones iniciales
extremas, tal como lo vemos hoy. Es así como se resuelve el
problema de las condiciones iniciales para la densidad del
Universo, usando el modelo inflacionario.
Además de lo anterior, el modelo inflacionario nos ofrece algo
más, proveniente de la mecánica cuántica. La mecánica cuánti-
ca se basa en el principio de incertidumbre. Este principio dice
que no es posible medir al mismo tiempo con toda la exactitud
que se quiera dos cantidades conjugadas, como la posición y el
momento, o la energía y el tiempo. Siempre habrá una incerti-
dumbre en la medición. De tal forma que si en algún momento
intentamos medir la posición de una partícula, podríamos hacer-
lo a costa de perder exactitud