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NUESTRO CONCEPTO DEL UNIVERSO
Desde que se consideró al Sistema Solar como ‘el’ universo, en el siglo XVI, hasta que se comprendió que éste
está en regiones periféricas de una galaxia –la Vía Láctea–, pasaron 300 años. Y apenas unas cuantas
décadas para entender que esta última tampoco es ‘el’ universo, sino que éste está conformado por miles de
millones de galaxias. Hoy sabemos que nuestro universo se expande aceleradamente desde que nació
a partir de una explosión formidable. También, cuándo ocurrió eso: hace unos catorce mil millones de años.
Alejandro Clocchiatti | Departamento de Astronomía y Astrofísica, Facultad de Física
¿Cómo es el universo? ¿Cuál es nuestro lugar
en él? ¿Ha existido desde siempre? ¿Comenzó?
¿Cómo comenzó? ¿Va a terminar? ¿Cómo va a
terminar? No sabemos cuándo fue que los seres
humanos formulamos estas preguntas por
primera vez. Sabemos, sí, que miles de años
atrás se estaban articulando las primeras
respuestas a las mismas interrogantes. Tampoco
sabemos claramente por qué, pero incluso las
respuestas más antiguas ya involucraban al
cielo. Teniendo todo el paisaje del planeta para
elegir, cuando nos planteamos estas grandes
preguntas lo hicimos mirando al firmamento.
¿Era tan sólo nuestro marco? Los observatorios
astronómicos primitivos revelan que la predicción de fenómenos celestes fue de enorme
importancia, en especial para las culturas en la
transición del megalítico al neolítico. Sea por la
razón que sea, la astronomía quedó relacionada
con la búsqueda de las grandes respuestas
incluso antes de nacer como ciencia.
Los observatorios astronómicos primitivos revelan
que la predicción de fenómenos celestes fue de enorme
importancia. Sea por la razón que sea, la astronomía
quedó relacionada con la búsqueda de las grandes
respuestas incluso antes de nacer como ciencia.
DEL SISTEMA SOLAR
A LA GALAXIA
La descripción correcta de nuestro Sistema
Solar, y la historia de su paulatina construcción,
seguramente son parte de la cultura general de
quienes leen esta revista. Los hitos más reconocidos comienzan a fines de la Edad Media con el
desafío de Nicolás Copérnico (1473-1543) a la
concepción geocéntrica a mediados del siglo
XVI, siguen con las cuidadosas observaciones
que Tycho Brahe (1546-1601) hizo del movimiento de Marte desde el Uraniborg, su castilloobservatorio, y la durísima odisea conceptual de
Johannes Kepler (1571-1630) hasta que decide,
en favor de las observaciones, dejar de lado las
órbitas circulares y adoptar las elípticas. Las
Leyes de Kepler, el trabajo de Galileo Galilei
(1564-1642) sobre la inercia de los cuerpos, y su
propia potencia intelectual permitieron a Isaac
Newton (1642-1727) formular las leyes de la
dinámica y de la gravitación universal. Éstas
hicieron nacer a la física y dejaron establecido el
Sistema Solar, observacional y teóricamente, ya
en el siglo XVII.
El salto del Sistema Solar a la Galaxia llevó
del orden de 300 años. Aunque el reconocimiento del Sol como estrella es antiguo, costó mucho
sacarlo del centro del universo observable. Los
astrónomos lograron consolidar el concepto de
nuestra galaxia como sistema estelar gigantesco
con el Sistema Solar ubicado en regiones
El inventario y la escala de tamaño del universo
Galaxia NGC 2613 (VLT Melipal +VIMOS) © ESO
comenzaron a quedar definidos en 1924. Éste está
formado por miles de millones de galaxias, de las cuales
decididamente periféricas recién a principios del
siglo XX.
¿Era acaso la Vía Láctea el universo completo? Ésa era la visión para 1920. Sin embargo,
había entre las estrellas una gran cantidad de
objetos difusos cuya naturaleza no se conocía.
Tenían una gran variedad de formas, colores y
tamaños, y se los catalogaba bajo el nombre
genérico de nebulosas. ¿Qué eran estos objetos?
¿Pertenecían a nuestra galaxia? A mediados del
siglo XVIII, Thomas Wright (1711-1786) e
Immanuel Kant (1724-1804) habían propuesto
el concepto de universos islas, en el cual muchas
de las nebulosas, en particular las de forma
espiral, eran sistemas estelares enormes, como la
Vía Láctea, pero muy lejanos. Fue recién a partir
de 1924 que Edwin Hubble (1889-1953)
consiguió probar que esto era cierto. El inventario y la escala de tamaño del universo comenza-
la Vía Láctea es un ejemplo más, separadas por
distancias típicas de decenas de millones de años luz.
ron a quedar definidos entonces. Éste está
formado por miles de millones de galaxias, de
las cuales la Vía Láctea es un ejemplo más,
separadas por distancias típicas de decenas de
millones de años luz. Cada galaxia normal
contiene desde centenares de millones a miles
de millones de estrellas, de las cuales nuestro
Sol es sólo una.
A esta enumeración de los componentes
visibles del universo le hacía falta una descripción dinámica: de las fuerzas que actúan sobre
ellos y de los movimientos que les provocan.
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NUESTRO CONCEPTO DEL UNIVERSO
Desde que se consideró al Sistema Solar como ‘el’ universo, en el siglo XVI, hasta que se comprendió que éste
está en regiones periféricas de una galaxia –la Vía Láctea–, pasaron 300 años. Y apenas unas cuantas
décadas para entender que esta última tampoco es ‘el’ universo, sino que éste está conformado por miles de
millones de galaxias. Hoy sabemos que nuestro universo se expande aceleradamente desde que nació
a partir de una explosión formidable. También, cuándo ocurrió eso: hace unos catorce mil millones de años.
Alejandro Clocchiatti | Departamento de Astronomía y Astrofísica, Facultad de Física
¿Cómo es el universo? ¿Cuál es nuestro lugar
en él? ¿Ha existido desde siempre? ¿Comenzó?
¿Cómo comenzó? ¿Va a terminar? ¿Cómo va a
terminar? No sabemos cuándo fue que los seres
humanos formulamos estas preguntas por
primera vez. Sabemos, sí, que miles de años
atrás se estaban articulando las primeras
respuestas a las mismas interrogantes. Tampoco
sabemos claramente por qué, pero incluso las
respuestas más antiguas ya involucraban al
cielo. Teniendo todo el paisaje del planeta para
elegir, cuando nos planteamos estas grandes
preguntas lo hicimos mirando al firmamento.
¿Era tan sólo nuestro marco? Los observatorios
astronómicos primitivos revelan que la predicción de fenómenos celestes fue de enorme
importancia, en especial para las culturas en la
transición del megalítico al neolítico. Sea por la
razón que sea, la astronomía quedó relacionada
con la búsqueda de las grandes respuestas
incluso antes de nacer como ciencia.
Los observatorios astronómicos primitivos revelan
que la predicción de fenómenos celestes fue de enorme
importancia. Sea por la razón que sea, la astronomía
quedó relacionada con la búsqueda de las grandes
respuestas incluso antes de nacer como ciencia.
DEL SISTEMA SOLAR
A LA GALAXIA
La descripción correcta de nuestro Sistema
Solar, y la historia de su paulatina construcción,
seguramente son parte de la cultura general de
quienes leen esta revista. Los hitos más reconocidos comienzan a fines de la Edad Media con el
desafío de Nicolás Copérnico (1473-1543) a la
concepción geocéntrica a mediados del siglo
XVI, siguen con las cuidadosas observaciones
que Tycho Brahe (1546-1601) hizo del movimiento de Marte desde el Uraniborg, su castilloobservatorio, y la durísima odisea conceptual de
Johannes Kepler (1571-1630) hasta que decide,
en favor de las observaciones, dejar de lado las
órbitas circulares y adoptar las elípticas. Las
Leyes de Kepler, el trabajo de Galileo Galilei
(1564-1642) sobre la inercia de los cuerpos, y su
propia potencia intelectual permitieron a Isaac
Newton (1642-1727) formular las leyes de la
dinámica y de la gravitación universal. Éstas
hicieron nacer a la física y dejaron establecido el
Sistema Solar, observacional y teóricamente, ya
en el siglo XVII.
El salto del Sistema Solar a la Galaxia llevó
del orden de 300 años. Aunque el reconocimiento del Sol como estrella es antiguo, costó mucho
sacarlo del centro del universo observable. Los
astrónomos lograron consolidar el concepto de
nuestra galaxia como sistema estelar gigantesco
con el Sistema Solar ubicado en regiones
El inventario y la escala de tamaño del universo
Galaxia NGC 2613 (VLT Melipal +VIMOS) © ESO
comenzaron a quedar definidos en 1924. Éste está
formado por miles de millones de galaxias, de las cuales
decididamente periféricas recién a principios del
siglo XX.
¿Era acaso la Vía Láctea el universo completo? Ésa era la visión para 1920. Sin embargo,
había entre las estrellas una gran cantidad de
objetos difusos cuya naturaleza no se conocía.
Tenían una gran variedad de formas, colores y
tamaños, y se los catalogaba bajo el nombre
genérico de nebulosas. ¿Qué eran estos objetos?
¿Pertenecían a nuestra galaxia? A mediados del
siglo XVIII, Thomas Wright (1711-1786) e
Immanuel Kant (1724-1804) habían propuesto
el concepto de universos islas, en el cual muchas
de las nebulosas, en particular las de forma
espiral, eran sistemas estelares enormes, como la
Vía Láctea, pero muy lejanos. Fue recién a partir
de 1924 que Edwin Hubble (1889-1953)
consiguió probar que esto era cierto. El inventario y la escala de tamaño del universo comenza-
la Vía Láctea es un ejemplo más, separadas por
distancias típicas de decenas de millones de años luz.
ron a quedar definidos entonces. Éste está
formado por miles de millones de galaxias, de
las cuales la Vía Láctea es un ejemplo más,
separadas por distancias típicas de decenas de
millones de años luz. Cada galaxia normal
contiene desde centenares de millones a miles
de millones de estrellas, de las cuales nuestro
Sol es sólo una.
A esta enumeración de los componentes
visibles del universo le hacía falta una descripción dinámica: de las fuerzas que actúan sobre
ellos y de los movimientos que les provocan.
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COLAPSADO, ESTÁTICO,
EN EXPANSIÓN…
TAMAÑO DEL UNIVERSO / TAMAÑO ACTUAL
densidad
densidad
densidad
densidad
alta
crítica
baja
baja + aceleración
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3
2
1
0
0
5
10
EDAD DEL UNIVERSO - TIEMPO DE HUBBLE
El futuro del universo: aunque todos los universos posibles que describen las ecuaciones parten con una expansión inicial por el impulso
del Big Bang, su evolución puede seguir caminos diferentes dependiendo
de la densidad promedio de la masa gravitatoria.
Y es sólo esta descripción dinámica la que puede
contestar las grandes preguntas esbozadas al
principio. Sólo si conocemos los movimientos y
las fuerzas podremos calcular cuál fue el estado
previo y cuál será el estado por venir de nuestro
universo. A diferencia de lo que sucedió con
Kepler, cuyas leyes observacionales del movimiento planetario precedieron a la teoría de
Newton que las explicó y les dio sentido, el
marco teórico que permitía entender el universo
como un todo ya existía cuando Hubble descubrió la escala del mismo. Este hecho, justamente, da lugar a una ironía en esta historia.
En 1916 Albert Einstein (1879-1955) hizo
pública su teoría general de la relatividad. Para
el año siguiente se había preocupado de construir modelos simplificados de un universo que
se rigiera de acuerdo con la misma. Einstein
encontró, con cierto asombro, que la solución a
las ecuaciones relativistas del universo era
dinámica, no estática. En particular, descubrió
que el universo debía estar en estado de colapso
general, con todos sus elementos acercándose
entre sí. En un universo constituido por materia
gravitante, la fuerza de gravedad de sus partes
actúa atrayéndolas entre sí y acelerándolas hacia
el colapso. Esto sucedía cuando universo todavía
se asociaba con Vía Láctea, y los astrónomos le
aseguraron al físico de origen alemán que
nuestra galaxia no estaba en estado de colapso.
Una revisión crítica de sus propias ecuaciones
reveló a Einstein que podía introducir un
término adicional, que hacía que la solución
fuera estática, es decir que explicara que los
componentes fundamentales del universo
mantenían su posición relativa. Ese término
constante equilibraba la atracción de la gravedad
de la materia del universo sobre sí misma.
Einstein lo llamó constante cosmológica, la que
debía interpretarse como una propiedad fundamental del vacío y actuaba en sentido contrario
a la gravedad, compensando la aceleración
gravitatoria del universo sobre sí mismo. De esta
manera se explicaba que el universo no estaba
colapsando.
Curiosamente, las ecuaciones relativistas
permitían otras soluciones que Einstein mismo
no descubrió. La exploración teórica de otros
matemáticos y físicos de la época (especialmente
Aleksander Friedman, 1888-1925) las fue
revelando. Todas las soluciones eran dinámicas,
pero predecían universos posibles, tanto en
colapso –como los que Einstein había encontrado– como en expansión. Para 1935, el mismo
Edwin Hubble había descubierto que nuestro
universo está en un estado de expansión general.
Conocido este resultado, Einstein repudió a su
constante cosmológica, diciendo que había sido
«la peor metida de pata de su vida».1
1 Es delicado encontrar una traducción apropiada para la reflexión de Einstein, a posteriori, sobre su constante cosmológica. El episodio se conoce por una cita de George Gamow en su libro
de 1970 My World Line, de acuerdo con el cual Einstein se habría referido a ella como «the biggest blunder of my life». Creo que «metida de pata» es mejor traducción que «error,» o
«equivocación,» las que, calificadas como las peores de su vida, tendrían incluso connotaciones trágicas. La posición de Einstein en este tema es representativa del pensamiento de la
gran mayoría de los físicos teóricos: no es que la constante cosmológica esté mal, ya que las ecuaciones la permiten. Dado que es un parámetro poco estético para el paladar refinado del
físico y que no había observaciones que revelaran su presencia, aparecía como una curiosidad matemática de las ecuaciones, físicamente innecesaria.
Un universo en expansión no necesitaba de la
constante cosmológica en las ecuaciones de
Einstein. Un impulso inicial fuerte garantizaba
que, al menos por miles de millones de años, la
inercia de la materia lo mantendría en expansión, sin riesgo de colapso. El desarrollo
posterior de la física nuclear, la astrofísica
estelar y el descubrimiento de la radiación de
fondo cósmico permitieron, para mediados del
siglo XX, consolidar la hipótesis de que el
universo se había originado en una gran explosión: el Big Bang. Satisfaciendo las expectativas
iniciales, y sirviendo de cuna y motivación para
el desarrollo de la física y las matemáticas, la
astronomía ayudó a construir, a lo largo de 350
años, las sucesivas respuestas a varias de las
grandes preguntas. A mediados del siglo XX ya
sabíamos de dónde veníamos.
BALANCES CÓSMICOS
Las soluciones de Friedman a las ecuaciones de
Einstein explican la evolución del universo a
partir del balance global de sus constituyentes
fundamentales: durante casi todo el siglo XX, e
ignorando la constante cosmológica, se consideró que éstos eran materia, radiación y curvatura
del espacio. La radiación jugó un rol preponderante sólo durante los primeros milenios del
universo, y luego cesó de influir en su dinámica.
La curvatura es un efecto puramente relativista e
hipotéticamente relevante, pero ha sido descartado por las observaciones más recientes. En
consecuencia, los astrónomos entendíamos que
la evolución dinámica global del universo –tal
como aparece hoy en día– estaba regida por la
materia y su fuerza de atracción gravitatoria.
Con estos elementos, la historia del universo
podía seguir tres caminos diferentes hacia el
futuro, de acuerdo con la densidad promedio de
materia gravitatoria en el mismo (ver figura).
Todos los universos posibles que describen estas
ecuaciones parten con una expansión inicial a
causa del impulso dado por el Big Bang.
1. Si la masa gravitatoria total del universo es
muy grande, es decir, si cuenta con una densidad promedio muy alta, hay una gran desaceleración gravitatoria y, luego de un período de
expansión, el universo se frena y revierte su
expansión en colapso.
2. Si la masa total del universo es pequeña, la
desaceleración no llega a frenar la expansión y
ésta sigue por siempre.
3. Hay un valor especial de la densidad promedio, llamada crítica por los especialistas, que
Un oscuro misterio
cuando hablamos cotidianamente de «materia» nos
referimos a la substancia de la cual estamos hechos
nosotros mismos y el mundo que nos rodea. Sabemos
que esta clase de materia está formada por átomos. La
*espectroscopía astronómica indica que estos átomos
son los mismos que constituyen los otros planetas del
sistema solar, el Sol, el resto de las estrellas que vemos
en la Vía Láctea y en todas las galaxias. La materia que
nos forma a nosotros y a las estrellas es materia que
brilla: produce luz. Los astrónomos podemos hacer un
inventario y calcular la masa total a partir de la luz
emitida. Ésta es la masa luminosa. El cálculo de la
masa gravitatoria, la cantidad de materia que hace falta
para mantener unidas a las galaxias más grandes, o a
los cúmulos de galaxias, indica que la masa que gravita
es mucho mayor que la masa de la materia que brilla.
Esta paradoja motivó la hipótesis de la materia oscura,
la cual proporciona gravedad pero no entra en el
inventario de masa luminosa, porque no la vemos.
La física de partículas permite explicar el origen
cósmico de una cantidad de materia normal tal como la
que vemos brillar. Esto lleva a la interesante hipótesis de
que la materia oscura no estaría formada por átomos
como los que conocemos, sino basada en alguna partícula
que todavía no hemos descubierto y que no interactúa con
los átomos normales salvo gravitacionalmente.
La naturaleza de esta materia oscura sigue siendo
un misterio.
implica un universo que justo frena su expansión
(es decir, llega a velocidad cero) cuando alcanza
un tamaño infinito, y, por lo tanto, no colapsará.
Puesto que los astrofísicos tenemos fascinación con las simetrías, paradojas y situaciones
de equilibrio especiales, este último era precisamente el modelo de universo preferido, en
teoría, para el nuestro. El desafío era entonces
medir la densidad promedio del universo para
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COLAPSADO, ESTÁTICO,
EN EXPANSIÓN…
TAMAÑO DEL UNIVERSO / TAMAÑO ACTUAL
densidad
densidad
densidad
densidad
alta
crítica
baja
baja + aceleración
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EDAD DEL UNIVERSO - TIEMPO DE HUBBLE
El futuro del universo: aunque todos los universos posibles que describen las ecuaciones parten con una expansión inicial por el impulso
del Big Bang, su evolución puede seguir caminos diferentes dependiendo
de la densidad promedio de la masa gravitatoria.
Y es sólo esta descripción dinámica la que puede
contestar las grandes preguntas esbozadas al
principio. Sólo si conocemos los movimientos y
las fuerzas podremos calcular cuál fue el estado
previo y cuál será el estado por venir de nuestro
universo. A diferencia de lo que sucedió con
Kepler, cuyas leyes observacionales del movimiento planetario precedieron a la teoría de
Newton que las explicó y les dio sentido, el
marco teórico que permitía entender el universo
como un todo ya existía cuando Hubble descubrió la escala del mismo. Este hecho, justamente, da lugar a una ironía en esta historia.
En 1916 Albert Einstein (1879-1955) hizo
pública su teoría general de la relatividad. Para
el año siguiente se había preocupado de construir modelos simplificados de un universo que
se rigiera de acuerdo con la misma. Einstein
encontró, con cierto asombro, que la solución a
las ecuaciones relativistas del universo era
dinámica, no estática. En particular, descubrió
que el universo debía estar en estado de colapso
general, con todos sus elementos acercándose
entre sí. En un universo constituido por materia
gravitante, la fuerza de gravedad de sus partes
actúa atrayéndolas entre sí y acelerándolas hacia
el colapso. Esto sucedía cuando universo todavía
se asociaba con Vía Láctea, y los astrónomos le
aseguraron al físico de origen alemán que
nuestra galaxia no estaba en estado de colapso.
Una revisión crítica de sus propias ecuaciones
reveló a Einstein que podía introducir un
término adicional, que hacía que la solución
fuera estática, es decir que explicara que los
componentes fundamentales del universo
mantenían su posición relativa. Ese término
constante equilibraba la atracción de la gravedad
de la materia del universo sobre sí misma.
Einstein lo llamó constante cosmológica, la que
debía interpretarse como una propiedad fundamental del vacío y actuaba en sentido contrario
a la gravedad, compensando la aceleración
gravitatoria del universo sobre sí mismo. De esta
manera se explicaba que el universo no estaba
colapsando.
Curiosamente, las ecuaciones relativistas
permitían otras soluciones que Einstein mismo
no descubrió. La exploración teórica de otros
matemáticos y físicos de la época (especialmente
Aleksander Friedman, 1888-1925) las fue
revelando. Todas las soluciones eran dinámicas,
pero predecían universos posibles, tanto en
colapso –como los que Einstein había encontrado– como en expansión. Para 1935, el mismo
Edwin Hubble había descubierto que nuestro
universo está en un estado de expansión general.
Conocido este resultado, Einstein repudió a su
constante cosmológica, diciendo que había sido
«la peor metida de pata de su vida».1
1 Es delicado encontrar una traducción apropiada para la reflexión de Einstein, a posteriori, sobre su constante cosmológica. El episodio se conoce por una cita de George Gamow en su libro
de 1970 My World Line, de acuerdo con el cual Einstein se habría referido a ella como «the biggest blunder of my life». Creo que «metida de pata» es mejor traducción que «error,» o
«equivocación,» las que, calificadas como las peores de su vida, tendrían incluso connotaciones trágicas. La posición de Einstein en este tema es representativa del pensamiento de la
gran mayoría de los físicos teóricos: no es que la constante cosmológica esté mal, ya que las ecuaciones la permiten. Dado que es un parámetro poco estético para el paladar refinado del
físico y que no había observaciones que revelaran su presencia, aparecía como una curiosidad matemática de las ecuaciones, físicamente innecesaria.
Un universo en expansión no necesitaba de la
constante cosmológica en las ecuaciones de
Einstein. Un impulso inicial fuerte garantizaba
que, al menos por miles de millones de años, la
inercia de la materia lo mantendría en expansión, sin riesgo de colapso. El desarrollo
posterior de la física nuclear, la astrofísica
estelar y el descubrimiento de la radiación de
fondo cósmico permitieron, para mediados del
siglo XX, consolidar la hipótesis de que el
universo se había originado en una gran explosión: el Big Bang. Satisfaciendo las expectativas
iniciales, y sirviendo de cuna y motivación para
el desarrollo de la física y las matemáticas, la
astronomía ayudó a construir, a lo largo de 350
años, las sucesivas respuestas a varias de las
grandes preguntas. A mediados del siglo XX ya
sabíamos de dónde veníamos.
BALANCES CÓSMICOS
Las soluciones de Friedman a las ecuaciones de
Einstein explican la evolución del universo a
partir del balance global de sus constituyentes
fundamentales: durante casi todo el siglo XX, e
ignorando la constante cosmológica, se consideró que éstos eran materia, radiación y curvatura
del espacio. La radiación jugó un rol preponderante sólo durante los primeros milenios del
universo, y luego cesó de influir en su dinámica.
La curvatura es un efecto puramente relativista e
hipotéticamente relevante, pero ha sido descartado por las observaciones más recientes. En
consecuencia, los astrónomos entendíamos que
la evolución dinámica global del universo –tal
como aparece hoy en día– estaba regida por la
materia y su fuerza de atracción gravitatoria.
Con estos elementos, la historia del universo
podía seguir tres caminos diferentes hacia el
futuro, de acuerdo con la densidad promedio de
materia gravitatoria en el mismo (ver figura).
Todos los universos posibles que describen estas
ecuaciones parten con una expansión inicial a
causa del impulso dado por el Big Bang.
1. Si la masa gravitatoria total del universo es
muy grande, es decir, si cuenta con una densidad promedio muy alta, hay una gran desaceleración gravitatoria y, luego de un período de
expansión, el universo se frena y revierte su
expansión en colapso.
2. Si la masa total del universo es pequeña, la
desaceleración no llega a frenar la expansión y
ésta sigue por siempre.
3. Hay un valor especial de la densidad promedio, llamada crítica por los especialistas, que
Un oscuro misterio
cuando hablamos cotidianamente de «materia» nos
referimos a la substancia de la cual estamos hechos
nosotros mismos y el mundo que nos rodea. Sabemos
que esta clase de materia está formada por átomos. La
*espectroscopía astronómica indica que estos átomos
son los mismos que constituyen los otros planetas del
sistema solar, el Sol, el resto de las estrellas que vemos
en la Vía Láctea y en todas las galaxias. La materia que
nos forma a nosotros y a las estrellas es materia que
brilla: produce luz. Los astrónomos podemos hacer un
inventario y calcular la masa total a partir de la luz
emitida. Ésta es la masa luminosa. El cálculo de la
masa gravitatoria, la cantidad de materia que hace falta
para mantener unidas a las galaxias más grandes, o a
los cúmulos de galaxias, indica que la masa que gravita
es mucho mayor que la masa de la materia que brilla.
Esta paradoja motivó la hipótesis de la materia oscura,
la cual proporciona gravedad pero no entra en el
inventario de masa luminosa, porque no la vemos.
La física de partículas permite explicar el origen
cósmico de una cantidad de materia normal tal como la
que vemos brillar. Esto lleva a la interesante hipótesis de
que la materia oscura no estaría formada por átomos
como los que conocemos, sino basada en alguna partícula
que todavía no hemos descubierto y que no interactúa con
los átomos normales salvo gravitacionalmente.
La naturaleza de esta materia oscura sigue siendo
un misterio.
implica un universo que justo frena su expansión
(es decir, llega a velocidad cero) cuando alcanza
un tamaño infinito, y, por lo tanto, no colapsará.
Puesto que los astrofísicos tenemos fascinación con las simetrías, paradojas y situaciones
de equilibrio especiales, este último era precisamente el modelo de universo preferido, en
teoría, para el nuestro. El desafío era entonces
medir la densidad promedio del universo para
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las supernovas son estrellas que aparecen inesperadamente en el cielo y que son
como la presencia de una compañera binaria cercana, con la que pueden haber
visibles por períodos de tiempo de entre semanas y años. En latín se denominaba a
intercambiado materia.
este fenómeno como stella nova.Las observaciones recientes e interpretaciones
Actualmente se conocen dos explicaciones para el origen de las supernovas. En
teóricas basadas en la mecánica cuántica, física de partículas, complejas técnicas de
la primera, que opera para estrellas muy masivas, los átomos del núcleo de la estre-
cálculo numérico y miles de horas de supercomputadora, nos permiten entenderlas
lla se desintegran por calor extremo. El proceso, que desestabiliza mecánicamente a
como estrellas que explotan.
la estrella y libera una enorme cantidad de energía, produce una supernova como la
Las *estrellas nacen por condensación gravitatoria del gas libre que existe
que fue registrada por astrónomos chinos en 1054, y que dio origen a la Nebulosa del
dentro de las galaxias y viven en equilibrio entre la atracción gravitatoria y la pre-
Cangrejo. En la otra, una estrella enana blanca recibe materia de una compañera
sión de gas calentado por reacciones termonucleares estables de fusión hasta que
cercana. El incremento de masa termina por desencadenar una reacción nuclear de
el combustible atómico se agota. Llegado este momento, las estrellas enfrentan
fusión descontrolada, que hace estallar la estrella. Este proceso produce las super-
episodios de inestabilidad. Éstos son más o menos severos dependiendo de la
novas usadas en el estudio de la expansión del universo, como la 1994D que explotó
masa inicial con la que nacieron y detalles complejos de su historia evolutiva
en la galaxia Sombrero.
National Aeronautics and Space Administration (NASA) / Space Telescope Science Institue (STScI)
Supernovas: el final explosivo de una estrella
Los restos de una explosión: la Nebulosa del Cangrejo está formada por
los restos en expansión de la estrella que explotó en nuestra Vía Láctea
en el año 1054. Los astrónomos chinos dejaron información detallada
sobre la posición de la misma y esto permitió a los astrónomos modernos
asociar ambos objetos.
Una fusión descontrolada: El aumento de masa cedida por otra estrella termina
con la explosión de la estrella, como ocurrió con la supernova 1994D en la
galaxia vecina NGC 4594 (conocida como galaxia Sombrero). La supernova es
el objeto brillante cerca de la esquina inferior izquierda.
Hay un valor especial de la densidad promedio,
Nebulosa del Cangrejo en Tauro (VLT Kueyen + FORS2) © ESO
predecir cuál sería su futuro. El problema es que
es muy difícil contabilizar toda la materia que
existe, en particular porque una gran parte de
ella es oscura e imposible de ver con telescopios
(ver recuadro en la página 37). La misma
expansión cósmica nos permite una forma más
creativa de resolver este problema: si medimos
la velocidad de expansión en diferentes épocas
de la historia del universo, podremos medir
también los cambios en la velocidad, es decir la
desaceleración causada por la masa. Esta medida
indirecta de la masa total –de toda la materia, ya
sea brillante u oscura– nos permitiría predecir el
futuro del universo a largo plazo.
DISTANCIAS Y TIEMPO
¿Cómo medir la velocidad de expansión en
distintas épocas del universo, si nuestra historia
es apenas un instante en comparación con su
edad? La respuesta está en la luz, y en que pese
a que su velocidad de propagación es enorme
llamada ‘crítica’ por los especialistas,
que implica un universo que justo frena
su expansión (es decir, llega a velocidad cero)
cuando alcanza un tamaño infinito, y, por
lo tanto, no colapsará.
(300 mil kilómetros por segundo), le lleva un
tiempo largo cubrir distancias significativas del
volumen del universo. Midiendo la velocidad de
alejamiento de objetos relativamente cercanos,
conocemos la velocidad de expansión del universo
presente. Midiendo la de objetos muy distantes,
conoceremos la velocidad de expansión del
universo en el pasado. Comparando ambas,
sabremos cómo cambió. Los distintos modelos de
universo tienen distintas historias, de acuerdo con
la densidad promedio de materia, y esta historia se
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las supernovas son estrellas que aparecen inesperadamente en el cielo y que son
como la presencia de una compañera binaria cercana, con la que pueden haber
visibles por períodos de tiempo de entre semanas y años. En latín se denominaba a
intercambiado materia.
este fenómeno como stella nova.Las observaciones recientes e interpretaciones
Actualmente se conocen dos explicaciones para el origen de las supernovas. En
teóricas basadas en la mecánica cuántica, física de partículas, complejas técnicas de
la primera, que opera para estrellas muy masivas, los átomos del núcleo de la estre-
cálculo numérico y miles de horas de supercomputadora, nos permiten entenderlas
lla se desintegran por calor extremo. El proceso, que desestabiliza mecánicamente a
como estrellas que explotan.
la estrella y libera una enorme cantidad de energía, produce una supernova como la
Las *estrellas nacen por condensación gravitatoria del gas libre que existe
que fue registrada por astrónomos chinos en 1054, y que dio origen a la Nebulosa del
dentro de las galaxias y viven en equilibrio entre la atracción gravitatoria y la pre-
Cangrejo. En la otra, una estrella enana blanca recibe materia de una compañera
sión de gas calentado por reacciones termonucleares estables de fusión hasta que
cercana. El incremento de masa termina por desencadenar una reacción nuclear de
el combustible atómico se agota. Llegado este momento, las estrellas enfrentan
fusión descontrolada, que hace estallar la estrella. Este proceso produce las super-
episodios de inestabilidad. Éstos son más o menos severos dependiendo de la
novas usadas en el estudio de la expansión del universo, como la 1994D que explotó
masa inicial con la que nacieron y detalles complejos de su historia evolutiva
en la galaxia Sombrero.
National Aeronautics and Space Administration (NASA) / Space Telescope Science Institue (STScI)
Supernovas: el final explosivo de una estrella
Los restos de una explosión: la Nebulosa del Cangrejo está formada por
los restos en expansión de la estrella que explotó en nuestra Vía Láctea
en el año 1054. Los astrónomos chinos dejaron información detallada
sobre la posición de la misma y esto permitió a los astrónomos modernos
asociar ambos objetos.
Una fusión descontrolada: El aumento de masa cedida por otra estrella termina
con la explosión de la estrella, como ocurrió con la supernova 1994D en la
galaxia vecina NGC 4594 (conocida como galaxia Sombrero). La supernova es
el objeto brillante cerca de la esquina inferior izquierda.
Hay un valor especial de la densidad promedio,
Nebulosa del Cangrejo en Tauro (VLT Kueyen + FORS2) © ESO
predecir cuál sería su futuro. El problema es que
es muy difícil contabilizar toda la materia que
existe, en particular porque una gran parte de
ella es oscura e imposible de ver con telescopios
(ver recuadro en la página 37). La misma
expansión cósmica nos permite una forma más
creativa de resolver este problema: si medimos
la velocidad de expansión en diferentes épocas
de la historia del universo, podremos medir
también los cambios en la velocidad, es decir la
desaceleración causada por la masa. Esta medida
indirecta de la masa total –de toda la materia, ya
sea brillante u oscura– nos permitiría predecir el
futuro del universo a largo plazo.
DISTANCIAS Y TIEMPO
¿Cómo medir la velocidad de expansión en
distintas épocas del universo, si nuestra historia
es apenas un instante en comparación con su
edad? La respuesta está en la luz, y en que pese
a que su velocidad de propagación es enorme
llamada ‘crítica’ por los especialistas,
que implica un universo que justo frena
su expansión (es decir, llega a velocidad cero)
cuando alcanza un tamaño infinito, y, por
lo tanto, no colapsará.
(300 mil kilómetros por segundo), le lleva un
tiempo largo cubrir distancias significativas del
volumen del universo. Midiendo la velocidad de
alejamiento de objetos relativamente cercanos,
conocemos la velocidad de expansión del universo
presente. Midiendo la de objetos muy distantes,
conoceremos la velocidad de expansión del
universo en el pasado. Comparando ambas,
sabremos cómo cambió. Los distintos modelos de
universo tienen distintas historias, de acuerdo con
la densidad promedio de materia, y esta historia se
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| 2004
Dossier
TAMAÑO DEL UNIVERSO / TAMAÑO ACTUAL
densidad
densidad
densidad
densidad
alta
crítica
baja
baja + aceleración
1.2
pasado
1
0.8
futuro
0.6
0.4
hoy
0.2
0
-1
-0.5
0
EDAD DEL UNIVERSO - TIEMPO DE HUBBLE
Comparar y buscar la mejor explicación: Los distintos modelos de
universo tienen distintas historias, de acuerdo con la densidad promedio
de materia, y esta historia se revela tanto hacia el futuro como hacia el
pasado. Midiendo distancias, que son equivalentes a tiempo transcurrido,
y velocidades de expansión, que indican tamaño del universo, podremos
comparar observaciones con modelos teóricos y ver cuál de ellos es el
que proporciona un mejor acuerdo.
revela tanto hacia el futuro como hacia el pasado
(ver figura). Midiendo distancias, que son equivalentes a tiempo transcurrido, y velocidades de
expansión, que indican el tamaño del universo,
podremos comparar observaciones con modelos
teóricos y ver cuál de ellos es el que proporciona
un mejor acuerdo.
Disponiendo de buenos telescopios e instrumentos, para los astrónomos es fácil medir
velocidades. Medir grandes distancias, sin embargo, es terriblemente difícil. Décadas de experimentación, combinación acertada de ingenio, tecnología y coordinación, permitió a un par de grupos en
el mundo (en uno de los cuales, liderado por el
chileno Mario Hamuy, participaron astrónomos de
Tololo y la Universidad de Chile) calibrar la
energía de las explosiones de *supernovas o SNe
(ver recuadro en las páginas 38 y 39) y así usarlas
como fuentes estándar de luz para medir distancias. El universo tiene unos catorce mil millones
de años de edad y las supernovas son tan brillantes
que, usando telescopios moderadamente grandes,
se las puede detectar rutinariamente hasta una
distancia de unos siete mil millones de años luz
(esto significa que la luz de esta estrella ha viajado
siete mil millones de años, la mitad de la edad del
universo, antes de llegar a nosotros). Ésa es una
distancia considerable que permite medir el
cambio en la velocidad de expansión de manera
segura.
Confiables como son para medir distancias, las
supernovas son completamente impredecibles en
casi cualquier otro sentido. Pueden aparecer en
cualquier galaxia en cualquier momento y perduran
con un brillo accesible a los telescopios por unas
pocas semanas. Descubrir, observar y analizar
supernovas distantes es una tarea que requiere de
un equipo de astrónomos con alto grado de
coordinación, algo que el desarrollo de la web hizo
posible recién a mediados de los 90 (ver artículo de
Luis Felipe Barrientos en este dossier). Contando
con telescopios, computadoras y coordinación, el
High Z Supernova Search comenzó su proyecto de
medir la desaceleración de la expansión cósmica en
1995. Basados en las observaciones conocidas y en
nuestros propios prejuicios teóricos, esperábamos
encontrar que nuestro universo tenía una densidad
promedio crítica, y, por lo tanto, una desaceleración
también crítica.
UNA SORPRESA DE FIN DE SIGLO
Para 1998 los resultados acumulados indicaban
que algo no andaba de acuerdo con nuestras
expectativas. Para un universo desacelerado uno
esperaba que, dada una cierta velocidad de
expansión, las supernovas estuvieran a una cierta
distancia. Para un universo sin ninguna desaceleración (uno sin materia que se atraiga a sí misma
gravitacionalmente), la expectativa era que para
esta misma velocidad las supernovas estuvieran a
una distancia algo mayor. Lo que las observaciones
revelaban era que las supernovas aparecían más
lejos de lo esperado incluso para un universo
vacío, es decir, más lejos que lo que requería una
desaceleración nula. La consecuencia ineludible en
el marco teórico aceptado (la teoría de la relatividad) es que algo tiene que haber empujado a las
supernovas distantes para que estén ahora más
lejanas. Hay algo que ha estado haciendo fuerza y
acelerando la marcha expansiva del universo.
Volviendo, una vez más, sobre las ecuaciones que
Einstein ponderaba a principios del siglo XX,
encontramos que necesitamos introducir nuevamente en las mismas el término que él despreció al
conocer la expansión del universo. Hace falta
incluir la constante cosmológica no para explicar
por qué nuestro universo no colapsa desde una
situación de equilibrio estático, sino para entender
el efecto antigravitacional que acelera la expansión
original del Big Bang. Vivimos en un universo
decididamente extraño.
¿Qué es la constante cosmológica? A principios del siglo XX era apenas un término adicional
en las ecuaciones dinámicas de la teoría de la
relatividad para nuestro universo. Pero interpretaciones más modernas basadas en la mecánica
cuántica permiten entenderla como la energía base
del vacío. Se trata de la energía mínima que el
espacio puede tener. Esta interpretación cualitativa
no está exenta de controversia, en especial porque
los físicos teóricos, a quienes los observadores
vamos a golpear la puerta cada vez que tropezamos contra algo que no entendemos, no pueden
explicar a partir de principios fundamentales por
qué tiene el valor que las observaciones indican.
¿Hay algo que está mal en nuestra teoría? ¿Hay
algo que podría estar mal con nuestra interpretación? Al margen de esto, las observaciones indican
que hay una energía en el vacío, y que ésta implica
una fuerza repulsiva.
En los años transcurridos desde 1998, el
resultado se ha ido confirmando por varios
experimentos independientes. Hoy, resulta
ineludible.
Aunque no entendamos claramente su naturaleza de fondo, sabemos que nuestro universo está
siendo acelerado. Tomando en cuenta que el
conocimiento acabado de la naturaleza de la
energía del vacío podría hacer variar las conclusiones, podemos aventurarnos a especular a partir de
lo que ahora sabemos. Preguntémonos, entonces:
¿cuáles son las consecuencias de esta observación
para nosotros? Desde un punto de vista práctico,
cotidiano, ninguna. Desde un punto de vista
filosófico, son enormes ya que ahora podemos
predecir cuál será el futuro del universo. Nuestra
cotidianidad está referida al entorno cercano,
constituido por nuestro planeta y el Sol. Éstos
están ligados por su propia fuerza de gravitación y
no participan de la expansión cósmica. Incluso la
Vía Láctea está ligada a sí misma por su propia
gravedad y no se expande junto con el resto del
universo. Sin embargo, la expansión acelerada del
Nuestra cotidianidad está referida al entorno
cercano, constituido por nuestro planeta y el
Sol. Éstos están ligados por su propia fuerza
de gravitación y no participan de la expansión
cósmica. Incluso la Vía Láctea está ligada a sí
misma por su propia gravedad y no se
expande junto con el resto del universo.
universo implica varias cosas importantes.
Primero, que no habrá un colapso cósmico.
Vivimos en un universo que nació, fue joven (aún
lo es en muchos aspectos) y llegará a ser viejo. La
aceleración hará que los objetos muy distantes,
que se alejan de nosotros con una velocidad
proporcional a la distancia, finalmente lleguen a
tener una velocidad respecto de nosotros mayor que
la de la luz.2 En este momento esos objetos
dejarán de ser visibles. Como el universo se sigue
acelerando, esto sucederá con objetos cada vez
más cercanos, hasta que nuestro universo visible
se restrinja solamente a los objetos que están
gravitacionalmente ligados a la Vía Láctea, es
decir, a nuestra propia vecindad cósmica. A partir
de ese momento, lo intergaláctico se referirá
solamente a las galaxias muy cercanas. Tan
cercanas, que para ellas tenemos nombres propios
como Nube Mayor de Magallanes, Andrómeda, o
Cetus. Los millones de galaxias anónimas que hoy
día tapizan el fondo de las imágenes astronómicas
profundas habrán desaparecido, junto con la
posibilidad de seguir estudiando las miles de
supernovas que explotan diariamente entre
nosotros y los confines del universo.
Estamos comenzando a cerrar el círculo de
cuestionamientos que iniciamos a fines del
paleolítico, y quizás antes. Además de poder
predecir los fenómenos astronómicos del Sistema
Solar con una precisión exquisita, podemos ahora
especular sobre bases cuantitativas (aunque
todavía preliminares) acerca del futuro del
universo a gran escala en el tiempo. Algunas de las
grandes preguntas de la humanidad están comenzando a encontrar sus respuestas, y éstas, podría
no ser casual, parecen venir en su misma categoría
de tamaño.
2 Ésta es una velocidad relativa causada por la expansión cósmica, no una velocidad propia de las galaxias lejanas con relación al espacio. No hay contradicción física en que sea
mayor que la velocidad de la luz.
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densidad
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alta
crítica
baja
baja + aceleración
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0.6
0.4
hoy
0.2
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-1
-0.5
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EDAD DEL UNIVERSO - TIEMPO DE HUBBLE
Comparar y buscar la mejor explicación: Los distintos modelos de
universo tienen distintas historias, de acuerdo con la densidad promedio
de materia, y esta historia se revela tanto hacia el futuro como hacia el
pasado. Midiendo distancias, que son equivalentes a tiempo transcurrido,
y velocidades de expansión, que indican tamaño del universo, podremos
comparar observaciones con modelos teóricos y ver cuál de ellos es el
que proporciona un mejor acuerdo.
revela tanto hacia el futuro como hacia el pasado
(ver figura). Midiendo distancias, que son equivalentes a tiempo transcurrido, y velocidades de
expansión, que indican el tamaño del universo,
podremos comparar observaciones con modelos
teóricos y ver cuál de ellos es el que proporciona
un mejor acuerdo.
Disponiendo de buenos telescopios e instrumentos, para los astrónomos es fácil medir
velocidades. Medir grandes distancias, sin embargo, es terriblemente difícil. Décadas de experimentación, combinación acertada de ingenio, tecnología y coordinación, permitió a un par de grupos en
el mundo (en uno de los cuales, liderado por el
chileno Mario Hamuy, participaron astrónomos de
Tololo y la Universidad de Chile) calibrar la
energía de las explosiones de *supernovas o SNe
(ver recuadro en las páginas 38 y 39) y así usarlas
como fuentes estándar de luz para medir distancias. El universo tiene unos catorce mil millones
de años de edad y las supernovas son tan brillantes
que, usando telescopios moderadamente grandes,
se las puede detectar rutinariamente hasta una
distancia de unos siete mil millones de años luz
(esto significa que la luz de esta estrella ha viajado
siete mil millones de años, la mitad de la edad del
universo, antes de llegar a nosotros). Ésa es una
distancia considerable que permite medir el
cambio en la velocidad de expansión de manera
segura.
Confiables como son para medir distancias, las
supernovas son completamente impredecibles en
casi cualquier otro sentido. Pueden aparecer en
cualquier galaxia en cualquier momento y perduran
con un brillo accesible a los telescopios por unas
pocas semanas. Descubrir, observar y analizar
supernovas distantes es una tarea que requiere de
un equipo de astrónomos con alto grado de
coordinación, algo que el desarrollo de la web hizo
posible recién a mediados de los 90 (ver artículo de
Luis Felipe Barrientos en este dossier). Contando
con telescopios, computadoras y coordinación, el
High Z Supernova Search comenzó su proyecto de
medir la desaceleración de la expansión cósmica en
1995. Basados en las observaciones conocidas y en
nuestros propios prejuicios teóricos, esperábamos
encontrar que nuestro universo tenía una densidad
promedio crítica, y, por lo tanto, una desaceleración
también crítica.
UNA SORPRESA DE FIN DE SIGLO
Para 1998 los resultados acumulados indicaban
que algo no andaba de acuerdo con nuestras
expectativas. Para un universo desacelerado uno
esperaba que, dada una cierta velocidad de
expansión, las supernovas estuvieran a una cierta
distancia. Para un universo sin ninguna desaceleración (uno sin materia que se atraiga a sí misma
gravitacionalmente), la expectativa era que para
esta misma velocidad las supernovas estuvieran a
una distancia algo mayor. Lo que las observaciones
revelaban era que las supernovas aparecían más
lejos de lo esperado incluso para un universo
vacío, es decir, más lejos que lo que requería una
desaceleración nula. La consecuencia ineludible en
el marco teórico aceptado (la teoría de la relatividad) es que algo tiene que haber empujado a las
supernovas distantes para que estén ahora más
lejanas. Hay algo que ha estado haciendo fuerza y
acelerando la marcha expansiva del universo.
Volviendo, una vez más, sobre las ecuaciones que
Einstein ponderaba a principios del siglo XX,
encontramos que necesitamos introducir nuevamente en las mismas el término que él despreció al
conocer la expansión del universo. Hace falta
incluir la constante cosmológica no para explicar
por qué nuestro universo no colapsa desde una
situación de equilibrio estático, sino para entender
el efecto antigravitacional que acelera la expansión
original del Big Bang. Vivimos en un universo
decididamente extraño.
¿Qué es la constante cosmológica? A principios del siglo XX era apenas un término adicional
en las ecuaciones dinámicas de la teoría de la
relatividad para nuestro universo. Pero interpretaciones más modernas basadas en la mecánica
cuántica permiten entenderla como la energía base
del vacío. Se trata de la energía mínima que el
espacio puede tener. Esta interpretación cualitativa
no está exenta de controversia, en especial porque
los físicos teóricos, a quienes los observadores
vamos a golpear la puerta cada vez que tropezamos contra algo que no entendemos, no pueden
explicar a partir de principios fundamentales por
qué tiene el valor que las observaciones indican.
¿Hay algo que está mal en nuestra teoría? ¿Hay
algo que podría estar mal con nuestra interpretación? Al margen de esto, las observaciones indican
que hay una energía en el vacío, y que ésta implica
una fuerza repulsiva.
En los años transcurridos desde 1998, el
resultado se ha ido confirmando por varios
experimentos independientes. Hoy, resulta
ineludible.
Aunque no entendamos claramente su naturaleza de fondo, sabemos que nuestro universo está
siendo acelerado. Tomando en cuenta que el
conocimiento acabado de la naturaleza de la
energía del vacío podría hacer variar las conclusiones, podemos aventurarnos a especular a partir de
lo que ahora sabemos. Preguntémonos, entonces:
¿cuáles son las consecuencias de esta observación
para nosotros? Desde un punto de vista práctico,
cotidiano, ninguna. Desde un punto de vista
filosófico, son enormes ya que ahora podemos
predecir cuál será el futuro del universo. Nuestra
cotidianidad está referida al entorno cercano,
constituido por nuestro planeta y el Sol. Éstos
están ligados por su propia fuerza de gravitación y
no participan de la expansión cósmica. Incluso la
Vía Láctea está ligada a sí misma por su propia
gravedad y no se expande junto con el resto del
universo. Sin embargo, la expansión acelerada del
Nuestra cotidianidad está referida al entorno
cercano, constituido por nuestro planeta y el
Sol. Éstos están ligados por su propia fuerza
de gravitación y no participan de la expansión
cósmica. Incluso la Vía Láctea está ligada a sí
misma por su propia gravedad y no se
expande junto con el resto del universo.
universo implica varias cosas importantes.
Primero, que no habrá un colapso cósmico.
Vivimos en un universo que nació, fue joven (aún
lo es en muchos aspectos) y llegará a ser viejo. La
aceleración hará que los objetos muy distantes,
que se alejan de nosotros con una velocidad
proporcional a la distancia, finalmente lleguen a
tener una velocidad respecto de nosotros mayor que
la de la luz.2 En este momento esos objetos
dejarán de ser visibles. Como el universo se sigue
acelerando, esto sucederá con objetos cada vez
más cercanos, hasta que nuestro universo visible
se restrinja solamente a los objetos que están
gravitacionalmente ligados a la Vía Láctea, es
decir, a nuestra propia vecindad cósmica. A partir
de ese momento, lo intergaláctico se referirá
solamente a las galaxias muy cercanas. Tan
cercanas, que para ellas tenemos nombres propios
como Nube Mayor de Magallanes, Andrómeda, o
Cetus. Los millones de galaxias anónimas que hoy
día tapizan el fondo de las imágenes astronómicas
profundas habrán desaparecido, junto con la
posibilidad de seguir estudiando las miles de
supernovas que explotan diariamente entre
nosotros y los confines del universo.
Estamos comenzando a cerrar el círculo de
cuestionamientos que iniciamos a fines del
paleolítico, y quizás antes. Además de poder
predecir los fenómenos astronómicos del Sistema
Solar con una precisión exquisita, podemos ahora
especular sobre bases cuantitativas (aunque
todavía preliminares) acerca del futuro del
universo a gran escala en el tiempo. Algunas de las
grandes preguntas de la humanidad están comenzando a encontrar sus respuestas, y éstas, podría
no ser casual, parecen venir en su misma categoría
de tamaño.
2 Ésta es una velocidad relativa causada por la expansión cósmica, no una velocidad propia de las galaxias lejanas con relación al espacio. No hay contradicción física en que sea
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