La evolución del Universo       

Por Bronny Sánchez Ferrer.

Asociación Larense de Astronomía, ALDA.

Hace unos 15 millardos de años, el Universo surgió de un mar caliente y denso de materia y energía infinita. A medida que el Cosmos se expandió y se enfrió, generó estrellas, galaxias, planetas y vida.

La imagen es una representación de cómo se veía el Universo, cuando tenía el 60% de su edad actual. El Telescopio Espacial Hubble (HST) capturó la imagen al enfocarse en el cúmulo, mientras completaba 10 órbitas. Esta imagen es una de las exposiciones más largas y claras jamás producidas por el Hubble. Varios pares de galaxias parecen estar atrapados en el campo gravitacional del otro. Tales interacciones, rara vez se encuentran en grupos cercanos, y son una clara evidencia de que el Universo está evolucionando.

En un instante particular, hace aproximadamente 15 millardos de años, toda  la materia y la energía que podemos observar, concentrada en una región más pequeña que un centavo, comenzaron a expandirse y enfriarse a una velocidad increíblemente rápida.

Para cuando la temperatura había bajado a 100 millones de veces la del  núcleo de nuestro Sol (15 millones de grados) las fuerzas de la naturaleza asumieron sus propiedades actuales, y las partículas elementales conocidas como quarks, vagaron libremente en un mar de energía. Cuando el Universo se expandió 1.000 veces más, toda la materia que podemos medir llenó una región del tamaño del Sistema Solar.

En ese momento, los quarks libres quedaron confinados en neutrones y  protones. Después que el Universo creció en otro factor de 1.000, los protones y los neutrones se combinaron para formar núcleos atómicos, incluida la mayor parte del helio y el deuterio presentes en la actualidad. Todo esto ocurrió dentro del primer minuto de la expansión. Sin embargo, las condiciones aún eran demasiado altas para que los núcleos atómicos capturaran electrones.

Los átomos neutros aparecieron en abundancia sólo después de que la  expansión hubiera continuado durante 300.000 años y el Universo fuera 1.000 veces más pequeño de lo que es ahora. Los átomos neutros comenzaron a fundirse en nubes de gas, que luego se convirtieron en estrellas. Para cuando el Universo se había expandido a una quinta parte de su tamaño actual, las estrellas habían formado grupos reconocibles como galaxias jóvenes.

Nuestra comprensión de la génesis y la evolución del Universo es uno de los  grandes logros de la ciencia del siglo XX. Este conocimiento proviene de décadas de experimentos y teorías innovadoras. Los telescopios modernos en tierra y en el espacio detectan la luz de las galaxias a miles de millones de años luz de distancia, mostrándonos cómo era el Universo cuando era joven.

Los aceleradores de partículas sondean la física básica del entorno de alta  energía del Universo primitivo. Los satélites detectan la radiación de fondo cósmico, remanente de las primeras etapas de expansión, proporcionando una imagen del Universo en las escalas más grandes que podemos observar.

Nuestros mejores esfuerzos para explicar esta gran cantidad de datos están  incorporados en una teoría conocida como el Modelo Cosmológico Estándar o la Cosmología del Big Bang. El principal reclamo de la teoría es que, en el promedio a gran escala, el Universo se está expandiendo de manera casi homogénea, desde un estado temprano denso.

En la actualidad, no existen desafíos fundamentales para la teoría del Big  Bang, aunque ciertamente hay problemas sin resolver dentro de la teoría misma. Los astrónomos no están seguros, por ejemplo, de cómo se formaron las galaxias, pero no hay razón para pensar que el proceso no ocurrió dentro del marco del Big Bang. De hecho, las predicciones de la teoría han sobrevivido a todas las pruebas, hasta la fecha.

Sin embargo, el modelo del Big Bang sólo llega hasta cierto punto, y quedan  muchos misterios fundamentales: ¿Cómo era el Universo antes de expandirse? (Ninguna observación que hayamos hecho nos permite mirar más allá del momento en que comenzó la expansión). ¿Qué sucederá en un futuro lejano, cuando la última de las estrellas agote el suministro de combustible nuclear? Nadie sabe las respuestas todavía.

Albert Einstein con su Teoría de la Relatividad General fue la clave para el descubrimiento de la expansión y evolución del Universo.

Nuestro Universo puede ser visto bajo muchas luces: por místicos, teólogos,  filósofos o científicos. En ciencia, adoptamos la ruta de la carga: aceptamos sólo lo que se prueba por la Experimentación y la Observación. Albert Einstein, nos dio la Teoría de la Relatividad General, ahora bien probada y aceptada, que establece las relaciones entre masa, energía, espacio y tiempo. Einstein demostró que una distribución homogénea de la materia en el espacio encaja muy bien con su teoría. Supuso, sin discusión, que el Universo es estático, sin cambios en el promedio a gran escala.

En 1922, el teórico ruso Alexander A. Friedmann, se dio cuenta de que el Universo de Einstein es inestable; la más mínima perturbación haría que se expandiera o contrajera. En ese momento, Vesto M. Slipher, del Observatorio Lowell, estaba recopilando la primera evidencia de que las galaxias se están separando. Luego, en 1929, el eminente astrónomo Edwin Hubble, demostró que la velocidad a la que una galaxia se aleja de nosotros es aproximadamente proporcional a su distancia (es decir: mientras más distante se encuentra, más rápido se aleja).

Imágenes múltiples de un Cuásar distante (izquierda) son el resultado de un efecto conocido como Lente Gravitacional. El efecto ocurre cuando la luz de un objeto distante es doblada por el campo gravitacional de una galaxia interviniente. En este caso, la galaxia, que es visible en el centro, produce cuatro imágenes del Cuásar. Adaptado del Telescopio Espacial Hubble-NASA/ESA.

La existencia de un Universo en expansión implica que el cosmos ha  evolucionado de una concentración densa de materia, a la distribución actual de galaxias, ampliamente extendida. Fred Hoyle, cosmólogo inglés, fue el primero en llamar a este proceso, el Big Bang. Hoyle pretendía menospreciar la teoría, pero el nombre era tan pegadizo que ganó popularidad. Sin embargo, es un tanto engañoso describir la expansión, como algún tipo de explosión de materia fuera de algún punto particular en el espacio.

Esa no es la imagen en absoluto: en el Universo de Einstein, el concepto de  espacio y la distribución de la materia están íntimamente vinculados; la expansión observada del sistema de galaxias revela el desarrollo del espacio mismo. Una característica esencial de la teoría es que la densidad promedio en el espacio disminuye a medida que el Universo se expande; la distribución de la materia no forma un borde observable. En una explosión, las partículas más rápidas se mueven hacia el espacio vacío, pero en la cosmología del Big Bang, las partículas llenan uniformemente todo el espacio.

Un rayo de luz (línea continua roja) emitida desde una fuente, es desviado por un ángulo a cuando esta pasa cerca de un lente de masa M. La distancia mínima entre el rayo de luz y el lente es b. La fuente observada está en una (aparente) posición, diferente de su posición real. La región donde los efectos del campo gravitacional, generados por el lente poseen un diámetro 2b. Este resultado predicho por Einstein para la desviación de un rayo de luz en las cercanías del Sol, y por ende, de los objetos masivos presentes en el Universo, confirmó observacionalmente la Teoría de la Relatividad General. Adaptado de Einstein Ring: weighing a star with light.   

La expansión del Universo ha tenido poca influencia en el tamaño de las galaxias o incluso, en grupos de galaxias que están unidas por la gravedad; el espacio simplemente se está abriendo entre ellos. En este sentido, la expansión es similar a una barra de pan de pasas en aumento. La masa es análoga al espacio, y las pasas, a los cúmulos de galaxias. A medida que la masa se expande, las pasas se separan. Además, la velocidad con la que dos pasas se separan, está directa y positivamente relacionada con la cantidad de masa que las separa.

La evidencia de la expansión del Universo se ha ido acumulando durante  unos 60 años. La primera pista importante es el desplazamiento al rojo. Una galaxia emite o absorbe algunas longitudes de onda de luz con más fuerza que otras. Si la galaxia se aleja de nosotros, estas características de emisión y absorción se desplazan a longitudes de onda más largas, es decir, se vuelven más rojas a medida que aumenta la velocidad de recesión. Este fenómeno se conoce como Desplazamiento al Rojo.

Las mediciones de Hubble indicaron que el desplazamiento al rojo de una  galaxia distante es mayor que el de una más cercana a la Tierra. Esta relación, ahora conocida como la Ley de Hubble, es justo lo que uno esperaría en un Universo en expansión uniforme. La ley de Hubble dice que la velocidad de recesión de una galaxia es igual a su distancia, multiplicada por una cantidad llamada Constante de Hubble.

El efecto de desplazamiento al rojo en las galaxias cercanas es relativamente  sutil y requiere una buena instrumentación para detectarlo. En contraste, el desplazamiento al rojo de objetos muy distantes (Radiogalaxias y Cuásares) es un fenómeno asombroso; ¡algunos parecen alejarse a más del 90% de la velocidad de la luz!

Los primeros detalles de la estimación de la masa del Universo comenzaron con Edwin Hubble, los cuales se basaron en el conteo de galaxias y de la masa presente en las mismas. Además de ello, la comprobación de que nuestro Universo se estaba expandiendo.

Hubble contribuyó a otra parte crucial de la imagen. Contó el número de galaxias visibles en diferentes direcciones en el cielo y descubrió que parecen estar distribuidas de manera bastante uniforme. El valor de la constante de Hubble parecía ser el mismo en todas las direcciones, una consecuencia necesaria de la expansión uniforme. Las encuestas modernas confirman el principio fundamental de que el Universo es homogéneo a gran escala. Aunque los mapas de la distribución de las galaxias cercanas muestran aglomeración, los estudios más profundos revelan una considerable uniformidad.

La Vía Láctea, por ejemplo, reside en un nudo de unas dos docenas de  galaxias; estos a su vez son parte de un complejo de galaxias que sobresale del llamado Supercúmulo Local. La jerarquía de la agrupación se remonta a dimensiones de aproximadamente 500 millones de años luz. Las fluctuaciones en la densidad promedio de la materia disminuyen a medida que aumenta la escala de la estructura que se investiga. En los mapas que cubren distancias que alcanzan cerca del límite observable, la densidad promedio de la materia cambia en menos de una décima de porcentaje.

Para probar la Ley de Hubble, los astrónomos necesitan medir distancias a las galaxias. Un método para medir la distancia es observar el brillo aparente de una galaxia. Si una galaxia es cuatro veces más débil en el cielo nocturno que una galaxia comparable, se puede estimar que está dos veces más lejos. Esta expectativa ahora se ha probado en todo el rango visible de distancias.

La distribución homogénea de galaxias es evidente en un mapa que incluye  objetos a una distancia de 300 a 1.000 millones de años luz. La única falta de homogeneidad, una brecha cerca de la línea central, se produce porque La Vía Láctea oculta parte del cielo. Adaptado de Michael Strauss (Instituto de Estudios Avanzados de Princeton) Satélite Astronómico Infrarrojo-NASA.

Algunos críticos de la teoría han señalado que una galaxia que parece ser  más pequeña y más débil, podría no estar más distante. Afortunadamente, hay una indicación directa de que los objetos cuyos desplazamientos al rojo son más grandes, realmente están más distantes. La evidencia proviene de observaciones de un efecto conocido como Lente Gravitacional.

Un objeto tan masivo y compacto como una galaxia, puede actuar como una  lente, produciendo una imagen distorsionada y ampliada (o incluso, muchas imágenes) de cualquier fuente de radiación de fondo que se encuentre detrás de ella. Tal objeto, lo hace doblando los caminos de los rayos de luz y otras radiaciones electromagnéticas.

Entonces, si una galaxia se encuentra en la línea de visión entre la Tierra y  algún objeto distante, doblará los rayos de luz del objeto para que sean observables. Durante la última década, los astrónomos han descubierto más de una docena de lentes gravitacionales. Siempre se encuentra que el objeto detrás de la lente tiene un desplazamiento al rojo más alto que la lente misma, lo que confirma la predicción cualitativa de la Ley de Hubble.

La Ley de Hubble tiene una gran importancia, no sólo porque describe la  expansión del Universo, sino también porque puede usarse para calcular la edad del Cosmos. Para ser precisos, el tiempo transcurrido desde el Big Bang es una función del valor presente de la Constante de Hubble y su tasa de cambio. Los astrónomos han determinado la tasa aproximada de la expansión, pero nadie ha podido medir el segundo valor con precisión.

Aun así, uno puede estimar esta cantidad a partir del conocimiento de la  densidad promedio del Universo. Uno espera que debido a que la gravedad ejerce una fuerza que se opone a la expansión, las galaxias tenderían a separarse más lentamente ahora que en el pasado. Por lo tanto, la tasa de cambio en la expansión está relacionada con la atracción gravitacional del Universo establecida por su densidad promedio. Si la densidad es la del material visible en, y alrededor de las galaxias, la edad del Universo probablemente se encuentre entre 12 y 20 millardos de años. (El rango permite la incertidumbre en la tasa de expansión).

Sin embargo, muchos investigadores creen que la densidad es mayor que este valor mínimo. La llamada Materia Oscura, compensaría la diferencia. Un argumento fuertemente defendido sostiene que el Universo es lo suficientemente denso como para que en un futuro remoto la expansión se desacelere casi a cero. Bajo esta suposición, la edad del universo disminuye al rango de 7 a 13 millardos de años.

Para mejorar estas estimaciones, muchos astrónomos participan en una investigación intensiva para medir tanto las distancias a las galaxias como la densidad del Universo. Las estimaciones del tiempo de expansión proporcionan una prueba importante para el modelo de Big Bang del Universo. Si la teoría es correcta, todo en el Universo visible debería ser más joven que el tiempo de expansión calculado a partir de la Ley de Hubble.

Estas dos escalas temporales parecen estar al menos en concordancia aproximada. Por ejemplo, las estrellas más antiguas en el disco de la galaxia de La Vía Láctea, tienen aproximadamente 9 millardos de años, una estimación derivada de la velocidad de enfriamiento de las estrellas enanas blancas. Las estrellas en el halo de La Vía Láctea son algo más antiguas, de unos 15 millardos de años, un valor derivado de la tasa de consumo de combustible nuclear en los núcleos de estas estrellas.

La densidad de Neutrones y Protones en el Universo determinó la abundancia de ciertos elementos. Para un Universo de mayor densidad, la abundancia calculada de helio es poco diferente, y la abundancia calculada de Deuterio es considerablemente más baja. La región sombreada es consistente con las observaciones, que van desde una abundancia del 24% para el Helio, hasta una parte en 1010 para el isótopo de Litio. Este acuerdo cuantitativo es un gran éxito de la Cosmología del Big Bang.

Las edades de los elementos químicos más antiguos conocidos, también son  de aproximadamente 15 millardos de años, un número que proviene de las técnicas de datación radiactiva. Los trabajadores de los laboratorios han derivado estas estimaciones de edad de la física atómica y nuclear. Es de destacar que sus resultados concuerdan, al menos aproximadamente, con la edad que los astrónomos han obtenido al medir la expansión cósmica.

Otra teoría, la Teoría del Estado Estacionario, también logra explicar la  expansión y la homogeneidad del Universo. En 1946, tres físicos en Inglaterra, Fred Hoyle, Hermann Bondi y Thomas Gold, propusieron tal cosmología. En su teoría, el Universo se expande para siempre, y la materia se crea espontáneamente para llenar los vacíos. A medida que este material se acumula, sugirieron, forma nuevas estrellas para reemplazar a las viejas.

Evolución del Universo desde el Big Bang.

Esta hipótesis de estado estacionario predice que los conjuntos de galaxias cercanas a nosotros deberían ser estadísticamente iguales a los que están lejos. La cosmología del Big Bang hace una predicción diferente: si las galaxias se formaron hace mucho tiempo, las galaxias distantes deberían verse más jóvenes que las cercanas, porque la luz de ellas requiere un tiempo más largo para llegar a nosotros.

La prueba es simple desde el punto de vista conceptual, pero a los  astrónomos les llevó décadas desarrollar detectores lo suficientemente sensibles como para estudiar en detalle galaxias distantes. Cuando los astrónomos examinan las galaxias cercanas que son potentes emisores de longitudes de onda de radio, ven, en longitudes de onda ópticas, sistemas de estrellas relativamente redondos. Las radiogalaxias distantes, por otro lado, parecen tener estructuras alargadas y a veces irregulares. Además, en la mayoría de las galaxias de radio distantes, a diferencia de las cercanas, la distribución de la luz tiende a estar alineada con el patrón de emisión de radio.

Del mismo modo, cuando los astrónomos estudian la población de grandes y  densos cúmulos de galaxias, encuentran diferencias entre los que están cerca y los que están lejos. Los cúmulos distantes contienen galaxias azuladas que muestran evidencia de formación estelar en curso. Cúmulos similares que están cerca contienen galaxias rojizas en las que la formación de estrellas activas cesó hace mucho tiempo. Las observaciones realizadas con el Telescopio Espacial Hubble confirman que al menos parte de la formación estelar mejorada en estos cúmulos más jóvenes puede ser el resultado de colisiones entre sus galaxias miembros, un proceso que es mucho más raro en la época actual.

Las galaxias distantes difieren mucho de las cercanas, una observación que  muestra que las galaxias evolucionaron de formas anteriores más irregulares. Entre las galaxias que son brillantes tanto en longitud de onda óptica (azul) como en radio (roja), las galaxias cercanas tienden a tener formas elípticas suaves en longitudes de onda ópticas e imágenes de radio muy alargadas. A medida que aumenta el desplazamiento al rojo y, por lo tanto, la distancia, las galaxias tienen formas alargadas más irregulares que aparecen alineadas en las longitudes de onda ópticas y de radio. La galaxia en el extremo derecho se ve como estaba al 10% de la edad actual del universo. Adaptado de Pat McCarthy (Instituto Carnegie).

Entonces, si las galaxias se alejan unas de otras y evolucionan a partir de  formas anteriores, parece lógico que alguna vez estuvieran abarrotadas en un mar denso de materia y energía. De hecho, en 1927, antes de que se supiera mucho sobre las galaxias distantes, un cosmólogo y sacerdote belga, Georges Lemaître, propuso que la expansión del Universo se remonta a un estado extremadamente denso que llamó el “Superátomo Primitivo”. Sería posible, pensó, detectar la radiación remanente del átomo primitivo. Pero ¿cómo sería esta firma de radiación?

Cuando el Universo era muy joven y cálido, la radiación no podía viajar muy  lejos sin ser absorbida y emitida por alguna partícula. Este intercambio continuo de energía mantuvo un estado de equilibrio térmico; era improbable que una región en particular fuera mucho más caliente o más fría que el promedio. Cuando la materia y la energía se asientan en ese estado, el resultado es el llamado espectro térmico, donde la intensidad de la radiación en cada longitud de onda es una función definida de la temperatura. Por lo tanto, la radiación que se origina en el Big Bang caliente es reconocible por su espectro.

De hecho, se ha detectado esta radiación térmica de fondo cósmico. Mientras  trabajaba en el desarrollo del radar en la década de 1940, Robert H. Dicke, entonces en el Instituto de Tecnología de Massachusetts, inventó el radiómetro de microondas, un dispositivo capaz de detectar bajos niveles de radiación. En la década de 1960, los Laboratorios Bell utilizaron un radiómetro en un telescopio que rastrearía los primeros satélites de comunicaciones Echo-1 y Telstar.

George Lemaitre introdujo el termino Universo Fénix, para describir una cosmología oscilatoria, con periodos alternantes de colapso gravitacional y expansión. Lemaitre introdujo este a la cosmología, poco despues del descubrimiento de Hubble, de que el Universo está expandiendose. La idea es que el Universo existió antes del Big Bang, tal vez, incluso, eternamente. Esto motivó a muchos de los fundadores de la teoría del Big Bang, incluyendo a Friedmann, Lemaitre, Einstein y Gamow, de tomar en serio el modelo de un universo “oscilatorio”en el cual, cada periodo de expansión es seguido por una de contracción, para luego,”rebotar” en un evento como el Big Bang.

El ingeniero que construyó este instrumento descubrió que estaba  detectando radiación inesperada. Arno A. Penzias y Robert W. Wilson identificaron la señal como la radiación de fondo cósmica. Es interesante que Penzias y Wilson se hayan llevado a esta idea por la noticia de que Dicke había sugerido que uno debería usar un radiómetro para buscar el fondo cósmico.

Los astrónomos han estudiado esta radiación con gran detalle utilizando el satélite Cosmic Background Explorer (Explorador de Fondo Cósmico) (COBE) y una serie de experimentos lanzados por cohetes, desde globos y desde Tierra. La radiación de fondo cósmica tiene dos propiedades distintivas.

Mapa de la radiación de fondo cósmico obtenida por el COBE y una representación de los continentes de la Tierra para visualizar su resolución.

Primero, es casi lo mismo en todas las direcciones. (cómo descubrió George F. Smoot, del Laboratorio Lawrence Berkeley y su equipo en 1992, la variación es solo una parte por cada 100.000). La interpretación es que la radiación llena el espacio de manera uniforme, como se predijo en la cosmología del Big Bang.

Segundo, el espectro está muy cerca con la de un objeto en equilibrio térmico a 2.726 grados Kelvin por encima del cero absoluto. Sin duda, la radiación de fondo cósmica se produjo cuando el Universo estaba mucho más caliente que 2.726 grados, sin embargo, los investigadores anticiparon correctamente que la temperatura aparente de la radiación sería baja.

Tres observatorios lanzados para estudiar la radiación de fondo y sus resoluciones.

Comparación de las resoluciones de los observtorios.

Mapa del fondo de radiación de microondas y simil con el planisferio de la Tierra.

La radiación de fondo cósmico proporciona evidencia directa de que el  Universo se expandió desde un estado denso y caliente, ya que esta es la condición necesaria para producir la radiación. En las densas y calientes reacciones termonucleares tempranas del Universo produjeron elementos más pesados que el hidrógeno, incluidos el deuterio, el helio y el litio.

Llama la atención que la mezcla calculada de los elementos ligeros concuerda con las abundancias observadas. Es decir, toda la evidencia indica que los elementos ligeros se produjeron en el Universo joven y caliente, mientras que los elementos más pesados aparecieron más tarde, como productos de las reacciones termonucleares que alimentan a las estrellas.

La teoría del origen de los elementos ligeros surgió del estallido de  investigaciones que siguió al final de la Segunda Guerra Mundial. George Gamow y el estudiante graduado Ralph A. Alpher de la Universidad George Washington y Robert Herman, del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins y otros, utilizaron datos de física nuclear del esfuerzo de guerra para predecir qué tipo de procesos nucleares podría haber ocurrido en el Universo temprano y qué elementos podrían haberse producido. Alpher y Herman también se dieron cuenta de que un resto de la expansión original aún sería detectable en el Universo existente.

A pesar de que los detalles significativos de este trabajo pionero fueron  erróneos, forjó un vínculo entre la física nuclear y la cosmología. Los trabajadores demostraron que el Universo primitivo podía verse como un tipo de reactor termonuclear. Como resultado, los físicos ahora han calculado con precisión, las abundancias de elementos ligeros producidos en el Big Bang, y cómo han cambiado esas cantidades debido a eventos posteriores en el medio interestelar y procesos nucleares en las estrellas.

El Telescopio Espacial Hubble (HST) reveló el Universo como nunca antes, y aun, en sus últimos días, sigue haciendo ciencia de última generación.

Nuestra comprensión de las condiciones que prevalecieron en el Universo  primitivo no se traduce en una comprensión completa de cómo se formaron las galaxias. Sin embargo, tenemos bastantes piezas del rompecabezas. La gravedad provoca el crecimiento de las fluctuaciones de densidad en la distribución de la materia, porque ralentiza más la expansión de las regiones más densas, haciéndolas crecer aún más densas. Este proceso se observa en el crecimiento de los cúmulos de galaxias cercanas, y las galaxias mismas probablemente se ensamblaron por el mismo proceso a menor escala.

El crecimiento de la estructura en el Universo temprano fue impedido por la  presión de radiación, pero eso cambió cuando el Universo se había expandido a aproximadamente el 0,1% de su tamaño actual. En ese punto, la temperatura era de aproximadamente 3.000 grados Kelvin, lo suficientemente fría como para permitir que los iones y electrones se combinen para formar hidrógeno y helio neutros.

La materia neutra pudo deslizarse a través de la radiación y formar nubes de  gas que podrían colapsar en cúmulos estelares. Las observaciones muestran que cuando el Universo tenía una quinta parte de su tamaño actual, la materia se había reunido en nubes de gas, lo suficientemente grandes como para ser llamadas galaxias jóvenes.

Un desafío apremiante ahora es conciliar la aparente uniformidad del  Universo primitivo con la distribución desigual de galaxias en el universo actual. Los astrónomos saben que la densidad del Universo primitivo no varió mucho, ya que sólo observan ligeras irregularidades en la radiación de fondo cósmica. Hasta ahora, ha sido fácil desarrollar teorías que sean consistentes con las mediciones disponibles, pero se están realizando pruebas más críticas.

En particular, diferentes teorías para la formación de galaxias predicen fluctuaciones bastante diferentes en la radiación de fondo cósmico, en escalas  angulares de menos de aproximadamente un grado. Todavía no se han realizado mediciones de fluctuaciones tan pequeñas, pero podrían realizarse en la generación de experimentos que se están llevando a cabo.

El Universo actual ha brindado una amplia oportunidad para el desarrollo de la vida, tal como la conocemos: hay unos 100 millardos de estrellas similares al Sol en la parte del Universo que podemos observar. Sin embargo, la cosmología del Big Bang implica que la vida es posible sólo por un período de tiempo limitado: el Universo era demasiado caliente en el pasado distante y tiene recursos limitados para el futuro.

La mayoría de las galaxias todavía producen nuevas estrellas, pero muchas  otras ya han agotado su suministro de gas. Dentro de 30 millardos de años, las galaxias serán mucho más oscuras y llenas de estrellas muertas o moribundas, por lo que habrá muchos menos planetas capaces de soportar la vida, tal como existe ahora.

El Universo puede expandirse para siempre, en cuyo caso todas las galaxias  y estrellas eventualmente se volverán oscuras y frías. La alternativa a este gran frío es una gran crisis. Si la masa del Universo es lo suficientemente grande, la gravedad eventualmente revertirá la expansión, y toda la materia y la energía se reunirán. Durante la próxima década, a medida que los investigadores mejoren las técnicas para medir la masa del Universo, podemos saber si la expansión actual se dirige hacia un gran escalofrío o una gran crisis.

El sucesor del Hubble, el Telescopio Espacial James Webb (JWST), con su gran espejo múltiple de 6,5 metros de diámetro y la más grande puesta a punto de la tecnología a su disposición, abrirá mucho más esa ventana que el Hubble nos legó.

En el futuro cercano, esperamos que nuevos experimentos proporcionen una  mejor comprensión del Big Bang. A medida que mejoramos las mediciones de la tasa de expansión y la edad de las estrellas, podemos confirmar que las estrellas son realmente más jóvenes que el Universo en expansión. Los telescopios más grandes recientemente completados, o en construcción, pueden permitirnos ver cómo la masa del Universo afecta la curvatura del espacio-tiempo, lo que a su vez influye en nuestras observaciones de galaxias distantes.

También continuaremos estudiando temas que la cosmología del Big Bang no  aborda. No sabemos por qué hubo una gran explosión o lo que pudo haber existido antes. No sabemos si nuestro Universo tiene hermanos, otras regiones en expansión bien alejadas de lo que podemos observar.

No entendemos por qué las constantes fundamentales de la naturaleza tienen los valores que tienen. Los avances en la física de partículas sugieren algunas formas interesantes de responder a estas preguntas; el desafío es encontrar pruebas experimentales de las ideas.

¿Es nuestro Universo único? ¿O existe una nueva cosmología, enmarcada en el marco del Big Bang, que explique la existencia de un Multiverso?

        La cosmología física es un intento de darle sentido a la naturaleza a gran  escala del mundo material alrededor de nosotros, a través de los métodos provistos por las ciencias naturales. Para aquellos que aman las ciencias físicas, tendrán en la cosmología un ejemplo de arte. Este opera bajo restricciones especiales de la astronomía que nos permiten ver, pero no tocar, de acuerdo a sus reglas y procedimientos.

Sin embargo, esta ha probado ser maravillosamente exitosa en las áreas  hermanas, desde la astronomía estelar hasta la física de partículas. Es admirable que las ciencias físicas puedan ser usadas para tales propuestas; que los elementos de la naturaleza puedan analizarse y ver cómo trabajan, en formas que podemos predecir, dentro de las reglas de una rígida teoría física y matemática, pero también, de sucesos en historias abundantes, como en física cuántica y la Teoría de la Relatividad General.

El nombre familiar para esta imagen, la del modelo cosmológico del “Big Bang”, es desafortunado, debido a que ello sugiere que estamos identificando un  evento que disparó la expansión del Universo, y también, puede sugerir que el evento fue una explosión localizada en el espacio. Ambas son erróneas. El Universo que observamos es inferido por ser casi homogéneo, sin ninguna evidencia de un punto en concreto, que pudo haber sido el sitio de la explosión.

La imagen cosmológica estándar trabaja con el Universo, tal como es ahora,  y como trazamos su evolución hacia atrás en el tiempo, a través de la conexión existente entre teoría y observación. No tenemos los medios para consultar con algún tipo de vida inteligente en galaxias distantes para descubrir si sus observaciones de la estructura a gran escala del Universo están en concordancia con las nuestras, y si estos podrían concordar con nuestras interpretaciones de las observaciones.

Si hubo un instante, en el Big Bang, cuando nuestro Universo comenzó a  expandirse, esta no pertenece a la cosmología ahora aceptada, debido a que nadie tiene la forma de agregar evidencias físicas y objetivas de que, dicho evento, realmente sucedió.

Al seguir el debate sobre tales cuestiones de cosmología, uno debe tener en  cuenta que todas las teorías físicas son aproximaciones de la realidad que pueden fallar, si se llevan demasiado lejos. La ciencia física avanza incorporando teorías anteriores que se respaldan experimentalmente en marcos más amplios y más abarcadores.

En un marco general y conclusivo, la Teoría del Big Bang está respaldada por  una gran cantidad de evidencias: explica la radiación de fondo cósmico, la abundancia de elementos de luz y la expansión de Hubble. Por lo tanto, cualquier nueva cosmología seguramente incluirá la imagen del Big Bang. Cualesquiera que sean los desarrollos que puedan traer las próximas décadas, la cosmología se ha movido de una rama de la filosofía, a una ciencia física, donde las hipótesis cumplen con la prueba de observación y experimentación.