Durante miles de años, los astrónomos lucharon arduamente para responder preguntas básicas acerca del tamaño y de la edad del universo. ¿El universo sigue por siempre o tiene un borde en algún lugar? ¿Existió siempre, o comenzó en algún momento, en el pasado? En 1929, Edwin Hubble, un astrónomo del Caltech, realizó un descubrimiento crucial que rápidamente trajo respuestas científicas para estas preguntas: él descubrió que el universo está expandiéndose.

Los antiguos griegos reconocieron que era difícil imaginar cómo sería un universo infinito. Pero ellos también percibieron que si el universo era finito y uno asoma la mano fuera del borde, ¿a dónde irá a parar su mano? Los dos problemas de los griegos referentes al universo representan una paradoja: el universo, sea tanto finito como infinito, presentaba problemas.

Luego de la aparición de la astronomía moderna, otra paradoja comenzó a desafiar a los astrónomos. A comienzos del siglo XIX, el astrónomo alemán Heinrich Olbers argumentó que el universo debía ser finito. Si el universo fuese infinito y si poseyese estrellas en toda su extensión, Olbers dijo, entonces si se observa en cualquier dirección, su línea visual  eventualmente deberá ser interrumpida por la superficie de alguna estrella. A pesar de que el tamaño aparente de una estrella, en el cielo, se vuelve más pequeño a medida que la distancia a la estrella se acrecienta, el brillo de esa pequeña superficie permanece constante. Por lo tanto, si el Universo fuese infinito, la superficie total del cielo nocturno debería ser tan brillante cuanto una estrella, en particular. Obviamente, hay zonas oscuras en el cielo, entonces el universo debe ser finito.

Pero, cuando Isaac Newton descubre la ley de la gravedad, él percibe que la gravedad es siempre atractiva. Cada objeto en el universo atrae a todos y cada uno de los restantes objetos. Si el universo realmente fuese finito, las fuerzas de atracción de todos los objetos del universo debería causar que el universo entero colapse sobre sí mismo. Esto, claramente no ocurre y, entonces, los astrónomos se enfrentaban a una nueva paradoja.

Cuando Einstein desarrolla su teoría de la gravedad en la teoría general de la relatividad, pensó que se enfrentaba con el mismo problema con que se había enfrentado Newton: sus ecuaciones decían que el universo debería estar expandiéndose o colapsando y, en cambio, él supuso que el universo estaba estático. Su solución original contenía un término constante, llamado la constante cosmológica, el cual cancelaba el efecto de la gravedad a gran escala y conducía a un universo estático. Después del descubrimiento de Hubble de que el universo estaba en expansión, Einstein llamó a la constante cosmológica su "mayor desatino".

Casi simultáneamente, se estaban construyendo grandes telescopios que eran capaces de mediar, con gran precisión, el espectro, o la intensidad de la luz en función de la longitud de onda, de objetos débiles. Utilizando estos nuevos datos, los astrónomos intentaron comprender la plétora de débiles objetos nebulosos que observaban. Entre 1912 y 1922, el astrónomo Vesto Slipher, del Observatorio Lowell, en Arizona, descubrió que el espectro de la luz proveniente de muchos de estos objetos estaba sistemáticamente desplazado a longitudes de onda más largas o desplazado al rojo. Poco tiempo después, otros astrónomos mostraron que estos objetos nebulosos eran galaxias distantes.

El descubrimiento de la expansión del Universo

Entretanto, otros físicos y matemáticos trabajando sobre la teoría de la gravedad de Einstein, descubrieron que las ecuaciones tenían ciertas soluciones que describían un universo expandiéndose. En estas soluciones, la luz que provenía de los objetos distantes debía desplazarse al rojo, en la medida en que ella viajaba a través del universo en expansión. El desplazamiento al rojo debería incrementarse a medida que se incrementaba la distancia al objeto.

Edwin Hubble

En 1929, Edwin Hubble que trabajaba en los Observatorios Carnegie Observatories de Pasadena, California, midió el desplazamiento al rojo para numerosas galaxias distantes. Él también midió sus distancias relativas, midiendo los brillos aparentes de una clase de estrellas variables llamadas Cefeidas, en cada galaxia. Cuando graficó el desplazamiento al rojo frente a la distancia relativa, encontró que el desplazamiento al rojo de las galaxias distantes se incrementaba en función de su distancia, en forma lineal. La única explicación para esta observación era que el Universo se estaba expandiendo.

Una vez que los científicos entendieron que el Universo se estaba expandiendo, inmediatamente se dieron cuenta que debería haber sido más pequeño en el pasado. En algún momento en el pasado, el universo completo debe haber sido un único punto. Ese punto, más tarde llamado big bang, fue el comienzo del universo tal como lo entendemos hoy.

El universo en expansión es finito tanto en tiempo como en espacio. La razón por la cual el universo no colapsa, como las ecuaciones de Newton y de Einstein decían que debería ocurrir, es que se está expandiendo desde el momento de su creación. El universo está en un estado de cambio constante. La expansión del universo, una nueva idea basada en la física moderna, permitió a los astrónomos superar las paradojas que los complicaron desde la antigüedad hasta los albores del siglo XX.

Propiedades del Universo en expansión

Las ecuaciones del universo en expansión tienen tres soluciones posibles, cada una de las cuales predice un destino diferente para el universo como un todo. Cuál será el verdadero destino del universo será posible de ser determinado midiendo cuán rápido se expande en relación con la cantidad de materia que contiene.

A los tres tipos posibles de universos en expansión se los llama, respectivamente, universo abierto, plano o cerrado. Si el universo fuese abierto, se expandiría para siempre. Si el universo fuese plano, también se expandiría para siempre, pero la tasa de expansión se frenaría a cero luego de transcurrido un tiempo infinito. Si, en cambio, el universo fuese cerrado, podría, eventualmente, parar de expandirse y volver a colapsar sobre sí mismo, posiblemente dando lugar a otra big bang. En los tres casos, la expansión frenaría, y la fuerza, que causa el frenado, es la gravedad.

Una analogía simple para entender estos tres tipos de universos es considerar una nave espacial lanzada desde la superficie de la Tierra. Si la nave espacial no tiene suficiente velocidad para escapar a la gravedad terrestre, se caerá  nuevamente hacia la Tierra. Esto es análogo a un universo cerrado que vuelve a colapsar. Si a la nave se le da la suficiente velocidad de modo que tenga la suficiente energía para escapar, entonces, a una distancia infinita de la Tierra, se frenará (esto es similar a lo que ocurre en un universo plano). Y, finalmente, si la nave es lanzada con más energía de la necesaria para escapar, siempre tendrá algo de velocidad, incluso cuando esté a una distancia infinita (análogo al universo abierto).

El destino del Universo

En los últimos ochenta años, los astrónomos han realizado medidas cada vez más precisas de dos importantes parámetros cosmológicos: H_o  - la tasa de expansión del universo - y w - la densidad media de materia en el universo. El conocimiento de estos parámetros nos permitirá decidir cuál de los tres modelos describe mejor al universo en que vivimos y, por lo tanto, cuál será su destino final. El Sloan Digital Sky Survey, con sus grandes medidas sistemáticas de la densidad de galaxias en el Universo, permitirá a los astrónomos realizar la medida precisa del parámetro de densidad, w.

Los elementos pesados

Los astrónomos no sólo están interesados en el destino del universo, lo están también en comprender su estado físico actual. Una pregunta que ellos tratan de responder es por qué el universo está compuesto fundamentalmente por hidrógeno y helio y qué es responsable por la relativamente baja concentración de elementos pesados.

Con el surgimientode la física nuclear en las décadas de 1930 y 1940, los científicos comenzaron a intentar explicar las abundancias de los elementos pesados suponiendo que fueron sintetizados a partir del hidrógeno primigenio en el universo temprano. A fines de la década de 1940, los físicos norteamericanos George Gamow, Robert Herman y Ralph Alpher se dieron cuenta que, en el pasado distante, el universo era mucho más caliente y denso. Ellos realizaron cálculos para mostrar que las reacciones nucleares que tuvieron lugar, a esas temperaturas tan altas, podrían haber creado los elementos pesados.

Desgraciadamente, con excepción del helio, encontraron que era imposible formar los elementos pesados en cantidad aprciable. Hoy, entendemos que los elementos pesados fueron sintetizados, en cambio, en el corazón de las estrellas o durante una supernova, cuando una gran estrella muriendo, implota.

Gamow, Herman, y Alpher percibieron que si el universo fuese más caliente, denso en el pasado, la radiación del universo temprano debería aún permanecer. Esta radiación debería tener un espectro bien definido (llamado espectro de cuerpo negro) que depende de su temperatura. Como el universo se expande, el espectro de esta luz debería haber sido desplazado al rojo a longitudes de onda mayores y, la temperatura, asociada al espectro, debería haber decrecido en un factor de más de mil, a medida que el universo se enfriaba.

La radiación de fondo cósmico en microondas

En 1963, Arno Penzias y Robert Wilson, dos científicos de Holmdale, New Jersey, estaban trabajando en el diseño de un satélite para medir microondas. Cuando probaban la antena del satélite, encontraron microondas misteriosas que venían con igual intensidad, de todas direcciones. Al comienzo, pensaron que algo de la antena estaba funcionando mal. Pero luego de probar y controlar, se dieron cuenta que habían descubierto algo real. Lo que ellos descubrieron fue la radiación que era la predicción realizada años atrás por Gamow, Herman, y Alpher. La radiación que Penzias y Wilson descubrieron, llamada Radiación de Fondo Cósmico de Microondas, convenció a muchos astrónomos que la teoría de la big bang era correcta. Por el descubrimiento de la Radiación de Fondo Cósmico de Microondas, Penzias y Wilson fueron laureados con el Premio Nobel de Física de 1978.

Después que Penzias y Wilson hallaran la Radiación de Fondo Cósmico de Microondas, los astrofísicos comenzaron a estudiar cómo podían usar sus propiedades para investigar cómo era el universo hace mucho tiempo. De acuerdo a la teoría de la big bang, la radiación contenía información  acerca de cómo la materia estaba distribuida hace diez mil millones de años atrás, cuando el universo tenía sólo 500.000 años. 

En aquel tiempo, las estrellas y las galaxias aún no se habían formado. El Universo consistía de una sopa caliente de electrones y núcleos atómicos. Estas partículas colisionaban constantemente con los fotones que constituían la radiación de fondo que, por entonces, tenía una temperatura de más de 3000°C.

Poco después, el universo se expandió lo suficiente y, entonces, la radiación de fondo se enfrió lo suficiente como para que los electrones pudieran combinarse con los núcleos para formar átomos. Como los átomos son eléctricamente neutros, los fotones de la radiación de fondo no colisionaron más con ellos.

Cuando se formaron los primeros átomos, el universo tuvo pequeñas variaciones de densidad. Lo que creció dentro de esas variaciones de densidad, podemos verlo hoy: son las galaxias y los cúmulos. Esas variaciones de densidad deberían llevar a pequeñas variaciones en la temperatura de la radiación de fondo y estas variaciones deberían, aún hoy, poder ser detectadas. Los científicos pensaban que tenían una inquietante posibilidad: midiendo las variaciones de temperatura de la Radiación de Fondo Cósmico de Microondas, en diferentes regiones del cielo, deberían tener una medida directa de las variaciones de densidad en el universo temprano, más de diez mil millones de años atrás.

Variaciones de densidad en el Universo temprano

Mapa del cielo realizado por el COBE. El mapa de más abajo muestra las variaciones de temperatura de la radiación de fondo.

En 1990, un satélite llamado Cosmic Microwave Background Explorer, COBE (Explorador del Fondo Cósmico de Microondas) midió la temperatura de la radiación de fondo en todo el cielo. COBE encontró variaciones que alcanzaban a cinco cienmilésimos, pero que revelaban las fluctuaciones, en densidad, en el universo temprano.

Las variaciones en la densidad inicial podrían ser las semillas de las estructuras que debieron crecer a lo largo del tiempo para transformarse en las galaxias, cúmulos de galaxias y supercúmulos de galaxias que son observados, hoy, por el Sloan Digital Sky Survey. Con los datos del Sloan, junto con los datos del COBE, los astrónomos serán capaces de reconstruir la evolución de la estructura del universo, en los últimos 10 a 15 mil millones de años. Con esta información, tendremos un profundo conocimiento de la historia del universo que será un increíble logro científico e intelectual.

Midiendo la evolución de la variaciones de densidad, en el universo, aún no habremos respondido a la más importante cuestión: ¿por qué el universo contiene estas diferencias de densidad? Para responder a esta pregunta, los astrónomos y los astrofísicos deben entender la naturaleza de las variaciones de densidad y construir teorías del origen del universo que puedan predecir cómo deben ocurrir estas variaciones.