Cosmología: Concepto, qué es (en física y en filosofía)
La cosmología es la disciplina que se centra en el análisis del Universo como un todo, abarcando hipótesis sobre su inicio, desarrollo, estructura general y destino. Cuando el enfoque se restringe al origen del cosmos y de sistemas astronómicos como el Sistema Solar, este campo suele denominarse cosmogonía.
Este campo es estudiado por expertos como astrónomos, físicos y también filósofos, entre ellos metafísicos y especialistas en filosofía de la física, el espacio y el tiempo. Dado que comparte terreno con la filosofía, las teorías de la cosmología física pueden abarcar tanto afirmaciones científicas como ideas que no lo son, apoyándose en premisas que a menudo no pueden ser verificadas.
Índice de contenidos
Introducción
La cosmología física, una rama específica de la astronomía, se dedica al estudio del Universo en su totalidad. En la actualidad, está fuertemente influenciada por la Teoría del Big Bang, que busca integrar la astronomía observacional con la física de partículas. En este contexto, el modelo estándar conocido como Lambda-CDM combina conceptos de materia oscura y energía oscura para describir el cosmos.
El astrofísico teórico David N. Spergel la define como una “ciencia histórica”, argumentando que “al observar el espacio, también observamos el pasado” debido a la velocidad limitada de la luz.
La física y la astrofísica han sido pilares esenciales para desarrollar nuestra comprensión del universo, utilizando la observación y la experimentación científica como herramientas clave. La cosmología física combina el uso de las matemáticas y la observación para analizar el cosmos en su totalidad.
Se acepta ampliamente que el universo tuvo su origen en el Big Bang, seguido casi de inmediato por un periodo de inflación cósmica, una expansión del espacio que dio lugar al universo hace aproximadamente 13,799 ± 0,021 mil millones de años. Por su parte, la cosmogonía se centra en investigar cómo surgió el universo, mientras que la cosmografía se ocupa de cartografiar sus características.
En la Encyclopédie de Diderot, la cosmología se divide en varias disciplinas: uranología (el estudio de los cielos), aerología (el análisis del aire), geología (el estudio de los continentes) e hidrología (el estudio de las aguas).
La cosmología metafísica, por otro lado, examina la posición del ser humano dentro del universo en relación con todas las demás entidades. Un ejemplo de esta perspectiva es la reflexión de Marco Aurelio, quien señaló: “Quien no sabe qué es el mundo, no sabe dónde está; y quien desconoce para qué existe el mundo, no sabe quién es ni qué es el mundo”.
Primeras Teorías Cosmológicas
Las primeras teorías cosmológicas conocidas se originan alrededor del 4000 a.C. con las civilizaciones mesopotámicas, que sostenían que la Tierra ocupaba el centro del Universo y que todos los demás cuerpos celestes giraban a su alrededor. Filósofos clásicos como Aristóteles y el astrónomo griego Tolomeo explicaban el movimiento nocturno de las estrellas como resultado de su fijación en esferas rotatorias.
Por otro lado, el astrónomo Aristarco de Samos, hacia el 270 a.C., propuso que la Tierra giraba alrededor del Sol, aunque la idea de que la Tierra era el centro del Universo prevaleció durante 18 siglos debido a la autoridad de Aristóteles.
En 1543, Nicolás Copérnico, astrónomo polaco, presentó su obra De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de los cuerpos celestes), en la que proponía que los planetas orbitaban alrededor del Sol, que se encontraba en el centro del Universo, y explicaba el movimiento de las estrellas por la rotación de la Tierra sobre su propio eje.
Johannes Kepler, astrónomo alemán, adoptó el modelo copernicano y descubrió que los planetas se desplazaban en órbitas elípticas con velocidad variable, lo que quedó plasmado en sus tres leyes del movimiento planetario (conocidas como leyes de Kepler).
Galileo, pionero en la observación de los planetas a través del telescopio, también rechazó la visión aristotélica de un Universo centrado en la Tierra y se convirtió en un firme defensor del modelo copernicano. Por su parte, el físico y matemático inglés Isaac Newton demostró que las leyes del movimiento planetario de Kepler podían derivarse de sus propias leyes del movimiento y de la gravitación universal, lo que indicó que estas leyes eran aplicables a todo el Universo.
Descubrimientos sobre la estructura del universo
A inicios del siglo XIX, el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm Bessel aportó una primera idea sobre la escala de distancias interestelares al descubrir que la estrella 61 Cygni estaba a unas 600,000 veces la distancia entre la Tierra y el Sol. Posteriormente, en 1917, Harlow Shapley, astrónomo estadounidense, estimó que la Vía Láctea, nuestra galaxia, tenía un diámetro de aproximadamente 350,000 años luz, marcando un hito en la comprensión de su tamaño.
Sin embargo, no consideró la absorción de luz causada por partículas de polvo interestelar, lo que llevó a sobreestimaciones. Actualmente, se sabe que el diámetro visible de la galaxia es de cerca de 30,000 parsecs (equivalentes a 100,000 años luz). Más adelante, Jan Hendrik Oort, astrónomo holandés, descubrió que el Sol tarda 250 millones de años en completar una órbita alrededor del centro galáctico y, con ello, calculó que la masa de la Vía Láctea equivale a 100 mil millones de veces la masa solar.
Durante las primeras décadas del siglo XX, los astrónomos no lograban identificar si las llamadas nebulosas espirales y elípticas estaban dentro o fuera de la Vía Láctea. En 1924, Edwin Hubble logró identificar estrellas individuales en objetos como Andrómeda, descubriendo variables cefeidas, cuya observación permitió determinar distancias a través de su brillo intrínseco. Así, comprobó que esas nebulosas eran galaxias externas con cientos de miles de millones de estrellas. Calculó que Andrómeda estaba a 900,000 años luz, aunque investigaciones posteriores corrigieron esta cifra a 2.2 millones de años luz al comprender mejor las propiedades de las cefeidas.
La Ley de Hubble
Vesto M. Slipher, en 1912, ya había observado que los espectros de la mayoría de las galaxias mostraban un corrimiento hacia el rojo, indicando que se alejaban de la Vía Láctea debido al efecto Doppler. En 1929, Hubble comparó las distancias de las galaxias con los desplazamientos hacia el rojo registrados por Slipher, descubriendo que la velocidad de recesión de una galaxia aumenta con su distancia. Este principio se conoce como la ley de Hubble y establece que la velocidad es proporcional a la distancia, con una relación determinada por la constante de Hubble. Esta constante se estima entre 60 y 70 km/s por megaparsec, aunque las cifras varían según los estudios.
Dado que todas las galaxias parecen alejarse de la Vía Láctea, podría pensarse erróneamente que esta ocupa el centro del Universo. Sin embargo, un modelo como un globo inflado con puntos en su superficie ilustra cómo todos los puntos se alejan entre sí, sin un centro definido. Esta expansión uniforme del Universo es análoga a la inflación del globo y explica de manera simple la ley de Hubble.
Modelos estáticos y de expansión del universo
En 1917, Albert Einstein presentó un modelo del universo basado en su teoría de la relatividad general, revolucionando la percepción del cosmos al introducir la idea de que el tiempo actúa como una cuarta dimensión. Según su teoría, la gravedad se origina por la curvatura del espacio-tiempo debido a la masa de los objetos.
Esto implicaba que el universo no podía ser estático, sino que debía expandirse o contraerse. Sin embargo, como la expansión aún no había sido observada, Einstein añadió la “constante cosmológica” a sus ecuaciones para postular una fuerza de repulsión que equilibrara la atracción gravitatoria, resultando en un modelo estático del universo. Más tarde, al comprender que el universo se estaba expandiendo, calificó esta decisión como “el mayor error de mi vida”.
Ese mismo año, Willem de Sitter, un astrónomo holandés, desarrolló modelos no estáticos del universo, resolviendo las ecuaciones de Einstein para un espacio vacío, donde las fuerzas gravitatorias eran insignificantes. En 1922, el matemático ruso Alexander Friedmann propuso un modelo dinámico del universo que dependía de la densidad de materia.
Este modelo, hoy ampliamente aceptado, introdujo diferentes posibilidades para el destino del universo. En 1927, el sacerdote belga Georges Lemaître planteó la idea del “núcleo primordial”, una explosión inicial que dio lugar a la expansión del universo, sentando las bases de la teoría del Big Bang.
El modelo de Friedmann establece que el destino del universo depende de su densidad media. Si la densidad es baja, la atracción gravitatoria será insuficiente para detener la expansión, dando lugar a un “universo abierto”, infinito en extensión.
Si la densidad supera un valor crítico, estimado en 5 × 10⁻³⁰ g/cm³, la expansión eventualmente se detendría y el universo comenzaría a contraerse, culminando en un colapso gravitatorio, conocido como “universo cerrado”, finito en extensión. Una teoría sugiere que este colapso podría desencadenar una nueva explosión, iniciando un ciclo eterno de expansión y contracción, conocido como el modelo de universo oscilante o pulsante.
La edad del universo
El cálculo de la edad del Universo se basa en su tasa de expansión, determinando el tiempo necesario para que alcance su tamaño actual. Este cálculo proporciona un límite superior, ya que la velocidad de expansión actual ha disminuido debido a la atracción gravitatoria entre galaxias.
En los primeros intentos, la edad del Universo se estimó en solo 2.000 millones de años, un valor conflictivo frente a los 4.500 millones de años determinados para la Tierra mediante la abundancia de isótopos radiactivos. Sin embargo, revisiones posteriores en las escalas de distancia corrigieron esta discrepancia. Por ejemplo, se descubrió que existen dos tipos de estrellas variables cefeidas con diferente brillo intrínseco, lo que había llevado a Edwin Hubble a subestimar la distancia a la galaxia de Andrómeda.
Actualmente, se acepta que la edad del Universo está entre 13.500 y 15.500 millones de años. Sin embargo, mediciones de la radiación de fondo de microondas realizadas por la sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) permitieron acotar esta estimación con mayor precisión.
En febrero de 2003, los datos de esta sonda, lanzada por la NASA en junio de 2001, fijaron la edad del Universo en 13.700 millones de años, con un margen de error del 1%. Además, estas observaciones indicaron que las primeras estrellas se formaron aproximadamente 200 millones de años después del Big Bang, mucho antes de lo que se pensaba inicialmente.
La teoría del universo estacionario
En 1948, los astrónomos británicos Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle propusieron un modelo alternativo al del Big Bang, conocido como la teoría del universo estacionario. Esta teoría se basaba en una extensión del “principio cosmológico”, que afirmaba que el Universo, visto en su conjunto y en un momento dado, parece igual desde cualquier punto.
El “principio cosmológico perfecto” propuesto por Bondi, Gold y Hoyle añadía que el Universo parece igual en todo momento, sugiriendo que la expansión del Universo provoca una disminución de su densidad, que se compensa con la creación continua de materia. Esta materia recién creada se condensa en nuevas galaxias, reemplazando a las galaxias que se alejan, manteniendo así la apariencia del Universo constante en el tiempo. Este modelo es conocido como la teoría de la creación continua.
Sin embargo, la teoría del universo estacionario perdió gran parte de su aceptación, especialmente después de 1965, cuando se descubrió la radiación cósmica de fondo de microondas, una prueba aparentemente incompatible con la idea de un universo sin un principio de expansión. Además, el descubrimiento de los quasares aportó más evidencia en contra. Los quasares son objetos muy luminosos pero extremadamente distantes, lo que significa que su luz ha tardado miles de millones de años en llegar a la Tierra. Esto implica que los quasares son objetos que pertenecen al pasado remoto del Universo, indicando que la estructura y composición del Universo en ese entonces eran muy diferentes a las del presente.
La teoría del big bang o de la gran explosión
En 1948, el físico ruso nacionalizado estadounidense George Gamow modificó la teoría del núcleo primordial propuesta por Georges Lemaître, proponiendo una visión más detallada del origen del Universo. Gamow planteó que el Universo comenzó con una explosión masiva, conocida como la Gran Explosión o Big Bang, y que los elementos químicos observados en la actualidad se formaron en los primeros minutos después de este evento, cuando las temperaturas extremadamente altas y la densidad del Universo permitieron que las partículas subatómicas se fusionaran para formar los primeros elementos. Según cálculos más recientes, el hidrógeno y el helio fueron los productos primarios de esta explosión, mientras que los elementos más pesados se formaron posteriormente en el interior de las estrellas a través de procesos de nucleosíntesis.
La teoría de Gamow ayudó a entender los primeros momentos del Universo y su evolución posterior. En los primeros instantes, debido a la alta densidad de la materia, el Universo se expandió rápidamente. A medida que se expandía, el helio y el hidrógeno se enfriaron, lo que permitió la formación de estrellas y galaxias. Esta expansión del Universo es también la base física que respalda la ley de Hubble, que describe cómo las galaxias se alejan unas de otras.
A medida que el Universo seguía expandiéndose, la radiación residual de la Gran Explosión se fue enfriando hasta alcanzar una temperatura de aproximadamente 3 K (-270 °C). Este fondo de radiación cósmica, una huella de la explosión inicial, fue detectado por radioastrónomos en 1965. Este descubrimiento proporcionó lo que muchos astrónomos consideran la confirmación definitiva de la teoría del Big Bang.
Evolución del universo
Uno de los principales problemas sin resolver en el modelo del Universo en expansión es determinar si el Universo es abierto o cerrado, es decir, si continuará expandiéndose indefinidamente o eventualmente se contraerá. Un intento de resolver este dilema implica medir la densidad media de la materia en el Universo para determinar si es mayor o menor que el valor crítico en el modelo de Friedmann.
La masa de una galaxia puede determinarse observando el movimiento de sus estrellas, y al multiplicar la masa de cada galaxia por el número total de galaxias, se encuentra que la densidad es solo del 5 al 10% del valor crítico. Por otro lado, la masa de un cúmulo de galaxias se puede calcular midiendo el movimiento de las galaxias dentro de él. Al multiplicar esta masa por el número de cúmulos de galaxias, se obtiene una densidad mucho mayor que se acerca al valor crítico, sugiriendo que el Universo podría ser cerrado.
La discrepancia entre estos dos métodos indica la existencia de materia invisible, conocida como materia oscura, que se encuentra dentro de los cúmulos de galaxias pero fuera de las galaxias visibles. Mientras no se logre comprender completamente la naturaleza de esta masa oculta, este método para determinar el destino del Universo seguirá siendo incierto.
Muchos cosmólogos teóricos se centran en comprender mejor los procesos que pudieron haber dado lugar a la Gran Explosión. La teoría inflacionaria, propuesta en la década de 1980, resuelve algunas dificultades importantes del modelo original de Gamow, incorporando avances recientes en la física de partículas elementales.
Estas teorías han llevado a especulaciones, como la posibilidad de una infinidad de universos que se producen según el modelo inflacionario. Sin embargo, la mayoría de los cosmólogos se enfoca más en encontrar el paradero de la materia oscura, mientras que una minoría, encabezada por el físico Hannes Alfvén, insiste en que no solo la gravedad, sino también los fenómenos del plasma, son esenciales para comprender la estructura y la evolución del Universo.
