Cosmología

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Introducción

Cosmología, estudio del Universo en su conjunto, en el que se incluyen teorías sobre su origen, su evolución, su estructura a gran escala y su futuro. Al estudio más específico del origen del Universo y de sus sistemas astronómicos como el Sistema Solar, se le suele llamar cosmogonía.

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Primeras teorías cosmológicas

Las teorías cosmológicas más antiguas datan del 4000 a.C., y son las de los pueblos mesopotámicos, que creían que la Tierra era el centro del Universo y que todos los demás cuerpos celestes giraban a su alrededor. Algunos clásicos como Aristóteles y el astrónomo griego Tolomeo, explicaban que las estrellas se movían de noche porque estaban fijas en esferas rotatorias. El astrónomo griego Aristarco de Samos, alrededor del 270 a.C., sostenía que la Tierra gira alrededor del Sol. Sin embargo, debido sobre todo a la autoridad de Aristóteles, la idea de que la Tierra era el centro del Universo se mantuvo durante 18 siglos.

En 1543 el astrónomo polaco Nicolás Copérnico publicó su obra De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes), que proponía un sistema en el cual los planetas giraban en órbitas circulares alrededor del Sol, que estaba situado en el centro del Universo. Atribuía la posición de las estrellas a la rotación de la Tierra sobre su eje.

El astrónomo alemán Johannes Kepler adoptó el sistema copernicano y descubrió que los planetas giran en órbitas elípticas a velocidad variable, de acuerdo con tres leyes bien definidas (conocidas desde entonces como leyes de Kepler). Galileo, uno de los primeros en observar los planetas con un telescopio, también rechazó la idea de Aristóteles de que la Tierra era el centro del Universo y se convirtió en un defensor de la visión copernicana del mundo. El matemático y físico inglés Isaac Newton demostró que las leyes de Kepler sobre el movimiento planetario podían derivarse de las leyes generales del movimiento y de la gravitación descubiertas por él, indicando así que estas leyes físicas eran válidas en todo el Universo. Ver Astronomía.

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Descubrimientos sobre la estructura del Universo

Una idea de la escala de las distancias entre las estrellas fue proporcionada a principios del siglo XIX por el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel. Descubrió que la cercana estrella 61 Cygni estaba unas 600.000 veces más lejos de la Tierra que el Sol. En 1917 el astrónomo estadounidense Harlow Shapley calculó que la galaxia de la Tierra, la Vía Láctea, tiene un diámetro de unos 350.000 años luz; ésta fue la primera indicación del tamaño de nuestra galaxia. Por desgracia, Shapley no consideró la absorción de la luz de las estrellas por partículas de polvo en la Vía Láctea, lo que hace que los objetos parezcan más oscuros y, por tanto, más lejanos de lo que están en realidad. El actual valor del diámetro de la parte visible de nuestra galaxia es de unos 30.000 parsecs (100.000 años luz). El astrónomo holandés Jan Hendrik Oort descubrió que el Sol tarda 250.000 millones de años en completar una revolución en torno al centro de nuestra galaxia y de esta forma pudo calcular que la masa de la Vía Láctea es de unos 100.000 millones de veces la masa del Sol.

Hasta comienzos del siglo XX, los astrónomos desconocían la naturaleza de lo que describían como nebulosas espirales y elípticas; no podían determinar si estaban dentro o fuera de nuestra galaxia. En 1924 el astrónomo estadounidense Edwin Hubble logró descubrir estrellas individuales en alguno de estos objetos, entre ellos, la famosa Andrómeda. Varias de estas estrellas eran pulsantes, llamadas variables cefeidas. Midiendo su periodo de pulsación, los astrónomos pueden determinar su brillo intrínseco. Comparando el brillo aparente de estas cefeidas con el brillo conocido de las cefeidas cercanas, Hubble comprobó que los objetos que estudiaba estaban fuera de la galaxia. Esto significaba que las miles de nebulosas espirales y elípticas eran galaxias por derecho propio, externas a la Vía Láctea, y que cada una de ellas contenía cientos de miles de millones de estrellas. Hubble calculó que la distancia a la galaxia Andrómeda era de 900.000 años luz, cifra después corregida a los 2,2 millones de años luz, cuando los astrónomos descubrieron que las cefeidas estaban más lejos de lo que pensaron en un principio.

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Ley de Hubble

El astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher, que estudió los espectros de las galaxias, ya había observado en 1912 que, excepto en unos pocos sistemas cercanos como la galaxia Andrómeda, las líneas espectrales se habían desplazado hacia longitudes de onda mayores (véase Desplazamiento hacia el rojo). Este desplazamiento en longitud de onda, debido al efecto Doppler, mostraba que la mayoría de las galaxias se alejaban de la Vía Láctea.

En 1929 Hubble comparó las distancias que había calculado para diferentes galaxias con los desplazamientos hacia el rojo fijados por Slipher para las mismas galaxias. Descubrió que cuanto más lejos estaba la galaxia, más alta era su velocidad de recesión. A esta relación se la conoce como la ley de los desplazamientos hacia el rojo o ley de Hubble; determina que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia. La relación entre la velocidad de recesión de una galaxia y su distancia es la constante de Hubble. El valor de esta constante se calcula que está entre los 50 y los 100 km/s por megaparsec (1 megaparsec equivale a 1 millón de parsecs), aunque los datos más recientes apuntan a un valor comprendido entre los 60 y 70 km/s por megaparsec.

Como parece que las galaxias retroceden en todas direcciones desde la Vía Láctea, se podría pensar que nuestra galaxia es el centro del Universo. Sin embargo, esto no es así. Imaginemos un globo con puntos uniformemente separados. Al inflar el globo, un observador en un punto de su superficie vería cómo todos los demás puntos se alejan de él, igual que los observadores ven a todas las galaxias retroceder desde la Vía Láctea. La analogía también nos proporciona una explicación sencilla de la ley de Hubble: el Universo se expande como un globo.