La observación del cielo en una noche estrellada al interior de La Serena o Vallenar es una experiencia sobrecogedora. Los cielos del Norte Chico chileno se cuentan entre los más claros del mundo. No por otra razón, las instalaciones astronómicas de la European Southern Observatory y de la Association of Universities for Research in Astronomy, en la región, son las más poderosas del hemisferio austral.

La observación del cielo a simple vista es la experiencia básica que ha sido punto de partida de una concepción profundamente arraigada en nuestra cultura: la concepción del universo como el paradigma de lo inmutable y lo perfecto. Esta noción entra de lleno en la ciencia moderna a través de Isaac Newton con su ciencia de la mecánica y su teoría de la gravitación universal. Según Newton, todos los movimientos de los astros pueden describirse como secciones cónicas y están gobernados por una de las interacciones más simples que se conocen. Tanto movimientos como interacciones ocurren de un espacio invariable, ajeno a la acción de la materia o el tiempo y donde es válida, por hipótesis, la geometría euclideana.

Sin embargo, el universo inmutable se desmentía a sí mismo. Aun mucho antes de la invención del telescopio, el año 1054, los chinos dejaron registros de un peculiar fenómeno celeste: durante aproximadamente tres semanas se observó en el cielo una segunda luna claramente visible, incluso durante el día. La Europa de entonces, sumida en el oscurantismo de la alta Edad Media, no dejó registro de tal fenómeno pero narrativas de la época hablan de un cielo poblado por varios soles mientras la Tierra era azotada por calamidades y pestes. La conexión entre los eventos del cielo y los avatares de la vida humana, ha sido parte permanente de la contracultura de nuestra civilización.

Por otra parte, la astronomía de los siglos XVIII y XIX conocía de eventos curiosos que indicaban la ocurrencia de cambios en el cosmos. Las nebulosas, que aparecían al telescopio como manchas difusas de luz, eran señaladas en los catálogos de la época como aquellos objetos en los cuales no debía perderse el tiempo cuando se buscaran cometas, preocupación predominante de muchos astrónomos de entonces. Inmanuel Kant, sin embargo, fue uno de los primeros en proponer seriamente la naturaleza extragaláctica de tales objetos, significando con ello que las nebulosas serían sistemas de estrellas ubicados a enormes distancias de nuestra vía láctea. Durante el siglo XIX se observó en una de éstas destellos de luz que en magnitud opacaba a toda la nebulosa. De ser las nebulosas extragalácticas -se razonó entonces-, "la intensidad de tales destellos tendría que ser de tal magnitud que la mente retrocedería con horror ante la sola posibilidad de imaginarlo".

La naturaleza extragaláctica de las nebulosas fue establecida por el celebre astrónomo norteamericano Edwin Hubble en 1924. Este fue el comienzo de una serie de desarrollos en el dominio de la astrofísica que han conducido a la visión actual del Universo en que vivimos. Al contrario de lo que pensaban Platón y los griegos de la antigüedad clásica, vivimos en un universo sujeto a la acción del tiempo, a los misterios de un nacimiento, a las calamidades de la vejez y la muerte. Este universo es dinámico y cambiante y en él ocurren fenómenos cataclísmicos de tal naturaleza que la mente no sólo retrocede con horror ante la posibilidad de imaginarlos, sino que debe aceptar su incapacidad para intruirlos. (Véase, por ejemplo, concepciones cosmológicas en "Timeo" de Platón o en "Sobre el Cielo" de Aristóteles).

Nos proponemos en este artículo informar sobre las evidencias observacionales que han conducido a la comunidad científica a modificar drásticamente una noción del cosmos inmersa en nuestra cultura durante varios miles de años.


El comienzo de la caída del cosmos perfecto una revolución teórica:

Las grandes revoluciones científicas ocurren cuando un nuevo campo de fenomenología experimental, accesible a la ciencia gracias a mejores instrumentos de medida, no es comprendido en términos de las teorías existentes. El nacimiento de la física cuántica durante este siglo es un ejemplo prominente.

La revolución en nuestras nociones del universo representa una notable excepción. A comienzos del siglo pasado existía sólo una evidencia experimental que intrigaba a los astrónomos. Esta se refería a la precesión que exhibía el perihelio de la órbita del planeta Mercurio.

Por otra parte, sin que contradijera a la física de Newton, sino al contrario, incorporado a ella, se había establecido con mucha precisión que todos los cuerpos exhibían la misma aceleración en presencia de un campo gravitacional.

Galileo, se dice, fue el primero en medir tal coincidencia desde lo alto de la torre de Pisa. Elevado a la categoría de principio, esta coincidencia se conoce con el nombre de "principio de equivalencia".

Antes que los astrónomos abandonaran sus intentos por entender clásicamente el comportamiento de la órbita de Mercurio, Albert Einstein, inspirado en consideraciones teóricas acerca del principio de equivalencia y la invariancia de la velocidad de la luz, establece en 1916 un conjunto de ecuaciones que constituyó lo que el mismo denomino "Teoría de la Relatividad General".

La Relatividad General explicó la precesión del perihelio de Mercurio y predijo la desviación de la luz de estrellas distantes por la acción gravitatoria del Sol. Este efecto fue medido y comprobado en 1917. Sin embargo, sólo en 1964 se pudo decir que existían evidencias observacionales de suficiente peso como para pensar en que la teoría clásica de Newton fuera inadecuada. En este sentido, la revolución científica que cambió drásticamente nuestras nociones del Universo fue inspirada en consideraciones puramente teóricas y, al contrario de la Mecánica Cuántica, el producto del genio de un sólo hombre: Albert Einstein.

Debe mencionarse en este punto que la Relatividad General es una teoría de la gravitación. Resumir su contenido no es tarea simple, pero haremos un intento al contrastarla con la teoría newtoniana:

1) Espacio y tiempo no son dos categorías separadas en el sentido de un espacio presente y un tiempo absoluto, sino que están fundidas. El significado de esta fusión de espacio y tiempo en espacio-tiempo es eminentemente técnico. Esta fusión explica, entre otras cosas, que a la Tierra lleguen partículas cósmicas inestables que, de no fluir para ellas el tiempo más lentamente que para nosotros, hubiesen decaído mucho antes de alcanzarnos.

2) El espacio-tiempo no es una entidad separada de la física. Sus propiedades geométricas están determinadas por la materia en el Universo. A su vez, las propiedades geométricas del espacio-tiempo definen las trayectorias de la materia.

3) La noción de "fuerza gravitatoria" desaparece y es reemplazada por la noción de "curvatura del espacio-tiempo". En otras palabras, la gravitación no ejerce una fuerza que modifica la trayectoria naturalmente rectilínea de la materia, sino que curva el espacio de modo que tales trayectorias sean las rectas de ese espacio curvo.

Una teoría general acerca de la gravitación, fuerza dominante en el Universo a grandes escalas, tenía que hacer predicciones extravagantes. Así, en 1917 soluciones cosmológicas de la teoría predicen un Universo cuyas propiedades métricas son dinámicas, o sea, permiten la posibilidad que el Universo, como un todo, no sea estático. Einstein mismo rechazo tal posibilidad e intento modificar sus ecuaciones. En 1939 predice, además, la existencia de objetos supercompactos, hoy conocidos como agujeros u hoyos negros.

Estas predicciones tuvieron poco impacto en la comunidad científica por cuanto la posibilidad de comprobarlas experimentalmente distaba mucho del alcance de los aparatos de medición de la época. De hecho, tanto las implicaciones cosmológicas como astrofísicas de la teoría ingresan plenamente a la física recién en 1964.


Una revolución en la astronomía:

a) El tamaño del universo

En 1924, una célebre polémica de siete años entre los astrónomos Harlow Shapley y H.D. Curtis sobre la naturaleza extragaláctica de las nebulosas, es resuelta por el astrónomo E. Hubble. Las nebulosas espirales son, efectivamente, universos islas, constituidos por millones de estrellas y ubicados a grandes distancias de nuestra galaxia.

En este punto es importante advertir que pocas mediciones envuelven mayor cuidado, requieren el concurso de mayores técnicas y están sujetas a tantos factores de incerteza como las mediciones de distancias a objetos muy lejanos en el cosmos. Cuando el paralaje -usado desde la antigüedad para establecer la distancia a la Luna y el Sol, pero sólo en 1838 para medir la distancia a las estrellas más cercanas- deja de ser efectivo (distancias mayores a 100 años luz), el problema de medir distancias significa establecer la "magnitud absoluta" -una medida de la luminosidad, una distancia fija- de un objeto astronómico del cual se conoce su magnitud aparente, su luminosidad a la distancia en que se encuentra.

Medir la magnitud aparente de una estrella es directo: se trata simplemente de medir con un colector de luz (un telescopio) la cantidad de luz que se recibe de la estrella por unidad de la superficie colectante y por unidad de tiempo. Medir magnitudes absolutas, sin embargo, requiere efectuar mediciones altamente indirectas y generalmente sujetas a la validez de suposiciones.

El establecer que la nebulosa M-31 era una galaxia espiral significó separar la luz difusa de la nebulosa en estrellas individuales y luego ubicar entre ellas una del tipo Cefeidea. Estas estrellas exhiben variaciones periódicas en su luminosidad, cuyo período está relacionado con su magnitud absoluta. E. Hubble, empleando el telescopio reflector de 100" de Mount Wilson, encontró estrellas tipo Cefeideas en la nebulosa M31, logrando así establecer su distancia y, como consecuencia, la naturaleza extragaláctica de esta nebulosa. M-31 se conoce hoy día como la galaxia de Andrómeda.

Desde 1924 a la fecha, las herramientas a disposición de los astrónomos para escudriñar el cosmos se han multiplicado en potencia y diversidad. La resolución de las placas fotográficas, espectrógrafos y telescopios reflectores son, en algunos casos, varios órdenes de magnitud superiores a aquellas con que trabajó Hubble. Sin embargo, más importante que el incremento en la resolución de los instrumentos de medida ha sido el nacimiento, en 1930, de la radioastronomía. Hasta esa fecha el Universo se nos manifestaba sólo a través de una pequeña ventana del espectro electromagnético, la banda visible. La radioastronomía ha hecho posible "observar" el aspecto del Universo en longitudes de onda mayores a un centímetro. Hoy día con la ayuda de los satélites artificiales, se explora el Universo en todo el espectro electromagnético. Más aún, una naciente astronomía de neutrinos y ondas gravitacionales permitirá "ver" directamente los fenómenos más catastróficos del Universo: explosiones de galaxias, colapsos de objetos muy masivos, los orígenes de las galaxias.

Fruto de las últimas décadas de la astronomía es que tengamos una visión del tamaño del Universo en que vivimos. Resumido gruesamente, nuestro Universo está formado por galaxias. Estos son objetos de forma y estructura variada, pero principalmente, de 100.000 años luz de diámetro. Una galaxia normal contiene unos cien mil millones de estrellas. Las galaxias están asociadas gravitacionalmente en grupos de varias decenas. Cada grupo de galaxias tiene un diámetro promedio de 10 millones de años luz y está separado de otro por una distancia de unos 100 millones de años luz. Entre grupos de galaxias el espacio está prácticamente vacío de materia (una densidad mucho menor a 10^-31 g/cm³). Por último, en el Universo existen unos cien mil millones de galaxias, y, observadas a escalas de 100 millones de años luz, las aglomeraciones de galaxias se distribuyen uniformemente en el Universo.

Más gráficamente, si el universo fuera una pieza donde, después de hecho el aseo ha quedado mucho polvo en suspensión, cada partícula de polvo representaría un conglomerado de galaxias con cientos de millones de estrellas cada una.


b) La expansión del universo

Una sirena de ambulancia que se nos aproxima exhibe un brusco cambio de tono al cruzarnos. Este fenómeno se conoce con el nombre de Efecto Doppler. Se trata de un efecto puramente cinemático de acortamiento de la longitud de onda con respecto a la de la bocina emisora, cuando ésta se nos aproxima, y de alargamiento cuando se nos aleja. Con la luz ocurre lo mismo. Por corresponder el color rojo a una longitud de onda de las más grandes en el espectro visible, mientras que el azul, a las más cortas, una fuente luminosa que se acerca exhibe un espectro "corrido hacia el azul", mientras que una que se aleja, lo exhibe "corrido hacia el rojo".

En su contribución de mayor trascendencia a la Astronomía, E. Hubble establece en 1929 que (hasta distancias de 10 millones de años luz) la luz de las galaxias exhibe un espectro corrido hacia el rojo que es mayor mientras más distantes se encuentren. Traducido a velocidades, se establece que la velocidad de recesión es proporcional a la distancia del objeto.

Tal relación entre velocidades de recesión y distancias había sido encontrada en forma teórica por A. Friedman en 1922 y G. Lemaitre en 1927, como soluciones de las ecuaciones de Einstein, suponiendo una distribución homogénea e isotrópica de materia en el Universo.

La hipótesis de distribución homogénea e isotrópica de la materia en el Universo a gran escala (100 millones de años luz) ha sido ratificada con gran precisión por observaciones recientes. Esta situación pudo no haber sido así en el pasado, sin embargo, desviaciones significativas con respecto a los valores presentes tendrían efectos claramente medibles hoy día.

La conclusión era abismante: El Universo, como un todo, se encuentra en expansión. Einstein no pudo aceptar tal consecuencia de sus propias ecuaciones en 1917. Al sospechar que sus ecuaciones permitían un Universo dinámico, eligió su sentido común antes que las predicciones de su teoría. Con esta actitud no avaló la mayor predicción hecha jamás por la ciencia. En relación con este asunto, comentó, mucho después, con G. Gamow: "fue la torpeza más grande de mi vida".

Que todo se aleje con velocidad proporcional a la distancia sugiere la idea de una explosión.

Pero las explosiones tienen un Centro y éste no era el caso. De acuerdo a las predicciones teóricas, el caso era que desde cualquier punto del Universo todos los objetos en torno a él se alejan con velocidad proporcional a la distancia. La situación puede entenderse pensando en un globo blanco pintado con lunares negros. Si el globo se infla de modo que su radio crezca a velocidad constante, entonces desde cada lunar, cualquier otro se separará de este con velocidad que será proporcional a su distancia.

Si todo el Universo se encuentra en expansión, en el pasado todo estuvo más cerca. En el pasado aun más remoto, la cercanía era tal que, como todo gas que se comprime, sea éste de átomos o galaxias, la temperatura del Universo debió haber sido muy alta. Por muy alejada que esta suposición estuviera de las posibilidades de verificación experimental de la época, durante la década de 1940-1950, algunos físicos pensaron en serio cómo sería un Universo pequeño y de alta temperatura. Pero por entonces la preocupación por un tema tan alejado de las posibilidades de medición era juzgado como extravagante. Por ello, los físicos que dedicaron su tiempo al estudio de la hipótesis de un Universo denso y caliente, trabajaban casi en secreto. Fue el caso de G. Gamow y colaboradores en la Universidad de Colorado; de B. Dicke y colaboradores en la Universidad de Princeton, y posteriormente, de Ya. B. Zeldovich, en Moscú, y de Fred Hoyle y R. J. Tayler, en Inglaterra.


El colapso del cosmos perfecto
A radiación de un cuerpo negro

Si el Universo fue, en el pasado, pequeño y muy caliente, ¿qué evidencias de esa prehistoria que dan hoy día?. Tal era la preocupación fundamental de los físicos "iniciados" que se preocupaban de este problema. Era la época de la mecánica cuántica y del "Proyecto Manhattan" que reclutó a los físicos de mayor talento en la tarea de producir un arma capaz de derrotar a las potencias del eje durante la segunda guerra mundial. Curiosamente la respuesta provino del mismo fenómeno que dio origen a la mecánica cuántica: la radiación de un cuerpo negro.

En las fundiciones de hierro son frecuentes las expresiones de "hierro al rojo vivo" o "hierro al rojo blanco". Esta es una manifestación particular de un fenómeno muy general: prácticamente todos los cuerpos emiten radiación electromagnética; la longitud de onda donde la radiación es máxima está relacionada muy simplemente con la temperatura del objeto. Las paredes de una pieza a 25 grados C emiten principalmente en el infrarrojo. Entre los 1.000 y 1.500 grados C, la emisión del hierro en el espectro visible es casi predominante.

Un cuerpo negro es un sistema termodinámico donde materia y radiación se encuentran en equilibrio térmico. Aunque tendremos ocasión de hablar de equilibrio térmico más adelante, el punto importante aquí es que la radiación de un cuerpo negro tiene un espectro característico que depende de la temperatura.

De ser verdadera la hipótesis de que el Universo en el pasado fue muy pequeño y muy caliente, a temperaturas mayores a los 10 mil millones de grados Celcius, prácticamente toda la materia y la radiación se encontraban en equilibrio térmico. El Universo como un todo, entonces, era un cuerpo negro con un espectro característico de radiación. Naturalmente en el Universo actual, materia y radiación no se encuentran en equilibrio: podemos observar sin interferencia fotones emitidos cientos de millones de años atrás y que para alcanzarnos han recorrido un cuarto del Universo.

De hecho, materia y radiación se desacoplaron hace varios miles de millones de años. Pero la radiación, razonaban grupos de físicos en la década del 1940-1950, tiene que haber quedado como una radiación fósil, con el espectro característico de un cuerpo negro, "enfriada" en proporción a la expansión del Universo. Había que encontrarla.


El descubrimiento del fósil de la radiación primordial de cuerpo negro

La prueba de que el Universo por un estado enano y de altísima temperatura, fue encontrada por casualidad. Dos radioastrónomos, A. Penzias y R. Wilson, trabajaban para la Bell Telephone en la construcción de una antena de bajo ruido para la comunicación vía satélite. Al usarla para hacer astronomía de microondas, encontraron a una longitud de onda de 7,35 cm, un ruido de fondo independiente de la orientación de la antena o de la estación del año. Descartado que el ruido proviniera de la propia antena, la conclusión a que llegaron puede resumirse así: "La antena se comporta como si se encontrara sumida en la cavidad de un cuerpo negro a 3 grados Kelvin (-270 grados centígrados).

La noticia llego pronto a Princeton, donde Dicke, Roll y Witkinson habían tratado de medir tal radiación y el joven astrónomo Peeble había establecido teóricamente la temperatura aproximada que tendría. La noticia fue comunicada al mundo científico en dos artículos conjuntos en el Astrophysical Journal. Por una parte Penzias y Wilson exponían el resultado de sus mediciones; por otra, Dicke, Roll, Witkinson y Peeble daban la explicación cosmológica a estas mediciones.

Años de mediciones sobre esta radiación de trasfondo que llena el Universo han confirmado su naturaleza primordial. Hoy día la comunidad científica acepta que el Universo tuvo un comienzo explosivo. La gran explosión inicial es observada hoy día por el corrimiento hacia el rojo, progresivo con la distancia, de los conglomerados de galaxias. ¿Cómo fue ese comienzo?, ¿Cómo será su fin? A ello dedicaremos el resto de este artículo.


El origen cataclismico del universo

Entre quince y veinte mil millones de años atrás ocurrió una explosión. Esta no fue una explosión común y corriente, por cuanto no se trató de un evento que ocurrió en el espacio. Antes de esta explosión no hay una noción de espacio o tiempo. Espacio y tiempo son posteriores a este evento y parten de la explosión. Segundos después de ella el Universo consistía de materia y radiación en equilibrio térmico a cien mil millones de grados Kelvin.

La materia entonces no se encontraba en la forma como la conocemos. Ni siquiera existían núcleos atómicos.

Cualquiera de estas entidades, de haberse formado, hubiese sido destruida por la energía de una radiación a cien mil millones de grados Kelvin. Sólo subsistían, en proceso continuo de creación y aniquilación, las partículas y antipartículas más elementales. Los átomos y las moléculas se formaron recién 700.000 años luego de la explosión primordial. Desde entonces en adelante, materia y radiación se desacoplan definitivamente.

Para entender el Universo es necesario entonces enfatizar que, aunque se encontraba en un estado de violenta expansión, material y radiación se encontraban en equilibrio termodinámico. Las hipótesis de equilibrio termodinámico en un sistema cuyo volumen aumenta explosivamente pueden parecer contradictorias. Sin embargo, a la temperatura del Universo primitivo, el tiempo de "relajación de la sopa cósmica", o sea, el tiempo en que perturbaciones del estado de equilibrio son contrarrestadas, es mucho menor que el tiempo en que el Universo varía su volumen en un 1%. Por esta razón, no es contradictorio suponer que el Universo primitivo evolucionó a través de una sucesión de estados de equilibrio termodinámico.

Grosso modo, el equilibrio termodinámico se puede caracterizar por las siguientes condiciones:

1) Un estado de equilibrio termodinámico se conoce completamente si se conocen su temperatura y las cantidades que se conservan a esa temperatura.

2) En condiciones de equilibrio termodinámico hay igual número de partículas por especie.
Las cantidades fundamentales que se conservan en la naturaleza son la carga eléctrica, el número bariónico y el número leptónico. El número o carga bariónica es una "propiedad" de ciertas partículas y antipartículas conocidas genéricamente como hadrones. Entre ellas se cuentan el protón, el neutrón, los mesones, y sus antipartículas. Por convención, la partícula tiene número bariónico 1 y la antipartícula, número bariónico -1. Lo mismo es válido para la segunda clase de partículas y antipartículas conocidas como leptones entre las que se cuentan el neutrino, el electrón, el muón y sus antipartículas.

Para conocer el Universo en sus comienzos es necesario conocer el valor de estas cantidades que se conservan. Aunque no existe una prueba directa, es casi inevitable concluir que la carga eléctrica de cualquier región del Universo es cero. Mediciones astrofísicas han permitido, por otra parte, establecer que hay en promedio en el Universo 5 bariones por cada diez metros cúbicos de espacio. Es razonable de igual forma suponer la misma densidad de leptones en el Universo. Las mediciones de densidad bariónica del Universo están asociadas principalmente a los trabajos de Allan R. Sandage y colaboradores en el observatorio del Monte Palomar.

El establecimiento de la temperatura actual de la radiación primordial de cuerpo negro permitió establecer que hay 550.000.000 de fotones por metro cúbico de espacio, y luego la razón barión/fotón y leptón/fotón del Universo. Estas son realmente las cantidades que definen el estado de equilibrio termodinámico.

Aunque por cada barión en el Universo hay mil millones de fotones, las condiciones de equilibrio termodinámico dictan que a cien mil millones de grados, entre partículas y antipartículas hay tantos hadrones como fotones. Lo mismo es válido para los leptones.

Al enfriarse el Universo por expansión, las partículas y las antipartículas se aniquilaron. Curiosamente, había originalmente un excedente de bariones sobre antibariones de 1 en mil millones. Este pequeño excedente es el que constituye la materia del Universo, hoy concentrada esencialmente en las galaxias. De no ser por este excedente, nuestro Universo estaría constituido solamente por radiación. Esta asimetría aparentemente fortuita es uno de los grandes problemas de la cosmología actual.

Definido el estado de equilibrio termodinámico y, a través de las ecuaciones de Einstein, la razón de expansión del Universo, la física de partículas y la física nuclear, permiten seguir la historia hasta que se completa la nucleosíntesis. Los cálculos que se han hecho nos dan, al final de la nucleosíntesis, un Universo constituido por un 75 a 80% de hidrógeno, un 25 a un 30% de helio y sólo trazas de berilio y litio. Estas abundancias están de acuerdo con las mediciones efectuadas por los astrónomos.

La generación del resto de los elementos del Sistema Periódico tuvo que esperar varios miles de millones de años, luego del nacimiento y muerte de la primera generación de estrellas.


La muerte del universo

Al lanzar una piedra verticalmente, lo más probable es que ésta vuelva a caer. Pero si inicialmente se le imprime suficiente velocidad, la piedra eventualmente escapará del campo de atracción gravitacional de la Tierra y viajará indefinidamente por el espacio. La velocidad mínima a imprimir a la piedra para conseguir que ésta escape depende de la masa de la Tierra.

Algo muy similar ocurre con el Universo. La explosión inicial generó un expansión del mismo que hace que las galaxias exhiban, unas con respecto a las otras, una velocidad de recesión.

¿Esta expansión continuará para siempre? ¿O llegará un momento en que ésta se detenga, se inicie un período de contracción y colapso final del Universo?.

Tal como en la analogía con la piedra, el que uno u otro sea el caso depende de la densidad de materia del Universo. Un cálculo simple muestra que si la densidad promedio del Universo d es:

d £ dc expansión indefinida

d ³ dc expansión, contracción y colapso.

d = 4.5 x 10^-31 gr/cm³

Aunque el cálculo que permite establecer este valor crítico de la densidad puede hacerse dentro del contexto de la física de Newton, las implicaciones que tienen un caso y otro respecto de la geometría así como del destino final del Universo sólo pueden entenderse dentro del contexto de la Teoría General de la Relatividad.

Si la densidad del Universo es mayor que la densidad crítica, el espacio tiene volumen finito y la topología de una esfera en tres dimensiones. Esto significa que un viajero que parta en cualquier dirección eventualmente volverá a su lugar de origen.

Si la densidad del Universo es menor que la densidad crítica, el espacio tiene volumen infinito. Geométricamente puede representarse como una superficie tridimensional con curvatura constante negativa. El análogo bidimensional es una silla de montar que se extiende indefinidamente.

El conocimiento del destino final de nuestra última morada, el Universo, aunque no tendrá incidencia en la vida del Hombre, ni siquiera en el destino de nuestra civilización, ejerce una profunda fascinación sobre quienes se ven enfrentados a investigarlo.

Hasta el momento, evidencias observacionales directas e indirectas indican que no hay suficiente materia en el Universo para que su volumen sea finito y su fin, el colapso a un estado semejante al de su nacimiento. De ser el Universo infinito, su fin será el frío: en un futuro distante, agotados todos los combustibles nucleares de las estrellas, el Universo estará constituido por remanentes opacos de estrellas, una especie de chatarra cósmica repartida en el espacio cuya temperatura tenderá asintóticamente al cero absoluto.

Las evidencias observacionales indican que, en forma de bariones, el Universo sólo posee el 8% de la masa necesaria para que su volumen sea finito, o sea, cerrado sobre sí mismo por su propio contenido de materia.

Quienes sienten inclinaciones por un final violento más que una lenta muerte isentrópica para el Universo, saben que el problema probablemente ya no reside en que no se haya encontrado la masa necesaria (en forma de bariones) para cerrar el Universo. La densidad medida de la materia en el Universo, extrapolada a la época de la nucleosíntesis, dan los valores observados para la abundancia de deuterio y 3He primordiales.

La relación de masa entre leptones y hadrones es de 1/1.000. Por esta razón la búsqueda de masa en el cosmos siempre ha sido por el tipo de partículas cuya contribución es significativa, o sea, bariones. Por su pequeña contribución a la masa y el hecho de que los leptones obedecen a leyes de interacción que los hace muy difíciles de observar a escala cósmica, su contribución a la masa total del Universo no se ha tomado, hasta la fecha, exhaustivamente en consideración.

A pesar de las evidencias que favorecen al Universo infinito, la cuestión no está resuelta a la fecha. Curiosamente son las partículas elementales más elusivas de la naturaleza, los neutrinos, los que podrían cerrar un universo que no tiene suficiente masa (en forma de bariones) para cerrarse. La física de partículas sólo ha establecido limites superiores para la masa de neutrinos. De tener éstos masa, ésta podría ser suficiente para cerrar el Universo. Es un hecho paradojal el que la cuestión más trascendente respecto del futuro del Universo pueda resolverse, no en las instalaciones de los astrónomos, sino en un laboratorio de física de partículas.

(Lo converso también es cierto. La comprobación de predicciones teóricas hechas por físicos de partículas requieren de experimentos a tales energías que no son alcanzables por aceleradores en la Tierra. Sin embargo, éstas se dieron durante los primeros segundos del Universo. La observación de la abundancia de los elementos en el Universo actual permite, por lo tanto, hacer afirmaciones sobre el comportamiento de la materia a tales energías. El Universo, entonces, en sus primeros segundos, puede pensarse como un laboratorio de física de partículas, cuyas mediciones se efectúan en las instalaciones de los astrónomos).

Un Universo con un comienzo y un fin resulta más atractivo a la mente humana que un Universo que tuvo un nacimiento y existirá para siempre. Los hindúes primitivos, como todos los pueblos de la antigüedad, poseían nociones cosmológicas. La idea de un Universo que nace y se renueva por la muerte, prevalece en el pensamiento hindú primitivo. Es un hecho notable, en qué medida concepciones muy remotas, de una cultura no occidental, pueden aproximarse a la visión del cosmos que la física -invención occidental- ha hecho posible. Por eso, terminamos este artículo con la cita que sigue:

"Mil mahaguyas (4.320 millones de años) constituyen el único día para Brahma, un único Kalpa... He conocido la terrible disolución del Universo. He visto todo perecer una y otra vez en cada ciclo. En esos pavorosos instantes, cada átomo se disuelve en las aguas primevales y puras de la eternidad, de las cuales todo se generó..."



Jorge Bellet

Facultad de Ciencias Básicas y Farmacéuticas

Universidad de Chile.


Para saber más


1. "Los Primeros Tres Minutos del Universo" Steven Weimberg, Alianza Editorial, 1978.

2. "Contemporary Astronomy". Jay M. Pasachoff, W.B. Saunders Co. 1977.

3. "New Frontiers in Astronomy". Readings From Scientific American. W.H. Freeman, 1970.

4. "Cosmologie et particules". J. Demaret & J. Vandermeulen. La Recherche, Vol. 13, N° 137, 1982.

5. "La Expansión de l`Univers serat-elle eternelle?" J. Andoze. La Recherche 13: 136, 1982.