Universo

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Universo

Hoy se sabe que la Tierra no es más que una pequeña bola de roca en un espacio de una vastedad inimaginable y que el nacimiento del sistema solar fue probablemente sólo un acontecimiento entre muchos otros que se produjeron en el marco de un universo ya maduro. Esta humilde lección ha desvelado un hecho notable, que dota a la partícula más diminuta del universo de una rica y noble herencia: los acontecimientos ocurridos en los primeros minutos de la creación del universo hace 13.700 millones de años resultan haber tenido una profunda influencia en el nacimiento, la vida y la muerte de galaxias, estrellas y planetas. De hecho, se puede trazar una línea desde la forja de la materia del universo en un “big bang” primigenio hasta la reunión en la Tierra de átomos lo suficientemente versátiles como para servir de base a la vida. La armonía intrínseca de esta visión del mundo tiene un gran atractivo filosófico y estético, y puede explicar por qué el interés del público por el universo ha perdurado siempre.

Este artículo traza el desarrollo a través del tiempo de la percepción del universo por parte de la humanidad, desde las observaciones prehistóricas del cielo nocturno hasta los cálculos modernos sobre la velocidad de recesión de las galaxias. Para los artículos sobre los componentes del universo, véase sistema solar, estrella, galaxia y nebulosa. Para una explicación del estudio científico del universo como un todo unificado, véase cosmología. Para un artículo sobre la posible existencia de otros universos, véase multiverso.

Las primeras concepciones del universo

Todo el pensamiento científico sobre la naturaleza del universo se remonta a los patrones geométricos distintivos formados por las estrellas en el cielo nocturno. Incluso los pueblos prehistóricos debieron notar que, aparte de una rotación diaria (que ahora se entiende que surge del giro de la Tierra), las estrellas no parecían moverse unas con respecto a otras: las estrellas parecen “fijas”. Los primeros nómadas descubrieron que el conocimiento de las constelaciones podía guiar sus viajes y desarrollaron historias para ayudarles a recordar las posiciones relativas de las estrellas en el cielo nocturno. Estas historias se convirtieron en los relatos míticos que forman parte de la mayoría de las culturas.

Cuando los nómadas se dedicaron a la agricultura, el conocimiento íntimo de las constelaciones cumplió una nueva función: ayudar a medir el tiempo, en particular para seguir las estaciones. La gente se dio cuenta muy pronto de que ciertos objetos celestes no permanecían inmóviles en relación con las estrellas “fijas”, sino que, en el transcurso de un año, avanzaban y retrocedían en una estrecha franja del cielo que contenía 12 constelaciones que constituían los signos del zodiaco.

Detalles

Los antiguos conocían siete de estos errantes: el Sol, la Luna, Mercurio, Venus, Marte, Júpiter y Saturno. El Sol era el más importante: el día y la noche llegaban con su salida y puesta, y su movimiento a través del zodiaco señalaba la estación de la siembra y la de la cosecha. La siguiente en importancia era la Luna: su posición se correlacionaba con las mareas, y su forma cambiaba de forma intrigante en el transcurso de un mes. El Sol y la Luna tenían el poder de los dioses; ¿por qué no entonces los otros vagabundos? Así surgió probablemente la creencia astrológica de que las posiciones de los planetas (de la palabra griega planetes, “errantes”) en el zodiaco podían influir en los acontecimientos del mundo e incluso provocar el ascenso y la caída de los reyes.Entre las Líneas En homenaje a esta creencia, los sacerdotes babilónicos idearon la semana de siete días, cuyos nombres, incluso en varios idiomas modernos (por ejemplo, el inglés, el francés o el noruego), pueden seguirse fácilmente hasta su origen en los siete dioses-planeta.

Teorías astronómicas de los antiguos griegos

La cúspide en la descripción de los movimientos planetarios durante la antigüedad clásica se alcanzó con los griegos, que eran, por supuesto, magníficos geómetras. Al igual que sus predecesores, los astrónomos griegos adoptaron la imagen natural, desde el punto de vista de un observador en la Tierra, de que ésta se encontraba inmóvil en el centro de una esfera celeste que giraba rígidamente (a la que las estrellas estaban “fijadas”), y que los complejos desplazamientos de los planetas en el zodiaco debían describirse en este escenario inmutable. Desarrollaron un modelo epicicloidal que reproducía los movimientos planetarios observados con una precisión asombrosa. El modelo invocaba pequeños círculos sobre grandes círculos, todos girando a velocidades individuales uniformes, y culminó hacia el año 140 de la era cristiana con el trabajo de Ptolomeo, que introdujo el ingenioso artefacto de los centros desplazados para los círculos con el fin de mejorar el ajuste empírico. Aunque el modelo era puramente cinemático y no intentaba abordar las razones dinámicas de por qué los movimientos eran como eran, sentó las bases del paradigma de que la naturaleza no es caprichosa, sino que posee una regularidad y una precisión que pueden descubrirse a partir de la experiencia y utilizarse para predecir acontecimientos futuros.

La aplicación de los métodos de la geometría euclidiana a la astronomía planetaria por parte de los griegos condujo también a otras escuelas de pensamiento. Pitágoras (c. 570-490 a.C.), por ejemplo, sostenía que el mundo podía entenderse sobre la base de principios racionales (“todas las cosas son números”); que estaba formado por cuatro elementos -tierra, agua, aire y fuego-; que la Tierra era una esfera; y que la Luna brillaba por la luz reflejada.Entre las Líneas En el siglo IV a.C., Heracleides Póntico, seguidor de Pitágoras, enseñó que la Tierra esférica giraba libremente en el espacio y que Mercurio y Venus giraban alrededor del Sol. A partir de las diferentes longitudes de las sombras proyectadas en Siena y Alejandría al mediodía del primer día de verano, Eratóstenes (c. 276-194 a.C.) calculó el radio de la Tierra con una precisión del 20% del valor moderno. Partiendo del tamaño de la sombra de la Tierra proyectada sobre la Luna durante un eclipse lunar, Aristarco de Samos (c. 310-230 a.C.) calculó el tamaño lineal de la Luna en relación con la Tierra. A partir de su tamaño angular medido, obtuvo la distancia a la Luna. También propuso un ingenioso esquema para medir el tamaño y la distancia del Sol. Aunque defectuoso, el método le permitió deducir que el Sol es mucho más grande que la Tierra. Esta deducción llevó a Aristarco a especular que la Tierra gira en torno al Sol y no al revés.

Desgraciadamente, salvo la concepción de que la Tierra es una esfera (deducida de que la sombra de la Tierra sobre la Luna es siempre circular durante un eclipse lunar), estas ideas no lograron la aceptación general. Las razones precisas siguen sin estar claras, pero la creciente separación entre las ramas empíricas y estéticas del saber debe haber desempeñado un papel importante. La precisión numérica sin parangón alcanzada por la teoría de los movimientos epicicloidales para los movimientos planetarios otorgó gran validez empírica al sistema ptolemaico. A partir de entonces, estas cuestiones computacionales podían dejarse en manos de los astrónomos prácticos sin necesidad de tener que averiguar la realidad física del modelo.Entre las Líneas En cambio, la verdad absoluta debía buscarse a través del ideal platónico del pensamiento puro. Incluso los pitagóricos cayeron en esta trampa; las profundidades a las que finalmente se hundieron pueden juzgarse por la historia de que descubrieron y luego trataron de ocultar el hecho de que la raíz cuadrada de 2 es un número irracional (es decir, no puede expresarse como un cociente de dos enteros).

El sistema de Aristóteles y su impacto en el pensamiento medieval

La aplicación sistemática de la razón pura a la explicación de los fenómenos naturales alcanzó su desarrollo extremo con Aristóteles (384-322 a.C.), cuyo gran sistema del mundo llegó a considerarse posteriormente como la síntesis de todo el conocimiento que merece la pena. Aristóteles argumentó que los seres humanos no podían habitar una Tierra en movimiento y en rotación sin violar las percepciones del sentido común. Además, según su teoría del ímpetu, todo movimiento terrestre, incluido presumiblemente el de la propia Tierra, se detendría sin la aplicación continuada de fuerza. Dio por sentada la acción de la fricción porque no permitió la idealización seminal de un cuerpo que se mueve a través del vacío (“la naturaleza aborrece el vacío”). Así, Aristóteles se equivocó al equiparar la fuerza con la velocidad y no, como demostraría mucho más tarde Sir Isaac Newton, con (la masa por) la aceleración.

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Los objetos celestes estaban exentos de la decadencia dinámica porque se movían en un estrato superior en el que una esfera perfecta era la forma natural de los cuerpos celestes y la rotación uniforme en círculos era el estado natural de su movimiento. De hecho, el movimiento primario se derivaba de la esfera más externa, sede de los astros inmutables y del poder divino. No era necesaria ninguna otra explicación más allá de la estética.Entre las Líneas En este esquema, el movimiento imperfecto de los cometas debía postularse como un fenómeno meteorológico que tenía lugar dentro de la atmósfera imperfecta de la Tierra.

El gran mérito del sistema de Aristóteles era su lógica interna, un gran intento de unificar todas las ramas del conocimiento humano en el ámbito de una única teoría autoconsistente y completa. Su gran debilidad era que sus rígidos argumentos se basaban casi por completo en motivos estéticos; carecía de un mecanismo por el que los conocimientos empíricos obtenidos mediante la experimentación o la observación pudieran utilizarse para probar, modificar o rechazar los principios fundamentales que subyacen a la teoría. El sistema de Aristóteles tenía el impulso filosófico subyacente de la ciencia moderna sin su procedimiento flexible de autocorrección que permite acercarse a la verdad en una serie de aproximaciones sucesivas.

Con la caída del Imperio Romano en el año 476 de la era cristiana, gran parte de lo conocido por los griegos se perdió u olvidó, al menos para las civilizaciones occidentales. (Los astrónomos hindúes todavía enseñaban que la Tierra era una esfera y que giraba una vez al día). Sin embargo, el sistema aristotélico resonó en las enseñanzas de la Iglesia católica romana durante la Edad Media, especialmente en los escritos de Santo Tomás de Aquino en el siglo XIII, y más tarde, durante el periodo de la Contrarreforma en el siglo XVI y principios del XVII, ascendió a la categoría de dogma religioso. De este modo, la noción de un universo centrado en la Tierra se fue enredando en la política de la religión. También se aceptó en una época que insistía en una interpretación literal de las Escrituras la opinión de Aristóteles de que las especies vivas de la Tierra estaban fijadas para siempre. Lo que no se aceptó fue el argumento de Aristóteles, basado en la lógica, de que el mundo era eterno y se extendía infinitamente hacia el pasado y el futuro, aunque tuviera una extensión espacial finita. Para la Iglesia, hubo definitivamente un acontecimiento de la creación, y el infinito estaba reservado a Dios, no al espacio ni al tiempo.

Copérnico y Galileao

El Renacimiento trajo un nuevo espíritu de investigación a las artes y las ciencias. Los exploradores y viajeros trajeron a casa los vestigios del conocimiento clásico que se habían conservado en el mundo musulmán y en Oriente, y en el siglo XV la hipótesis heliocéntrica de Aristarco volvió a ser debatida en ciertos círculos cultos. El paso más audaz lo dio el astrónomo polaco Nicolás Copérnico, que dudó durante tanto tiempo en su publicación que no vio un ejemplar impreso de su propia obra hasta que estuvo en su lecho de muerte en 1543. Copérnico reconoció más profundamente que nadie las ventajas de un sistema planetario centrado en el Sol. Al adoptar el punto de vista de que la Tierra giraba alrededor del Sol, podía explicar cualitativamente las idas y venidas de los planetas de forma mucho más sencilla que Ptolomeo. Por ejemplo, en ciertos momentos de los movimientos de la Tierra y Marte alrededor del Sol, la Tierra alcanzaba el movimiento proyectado de Marte, y entonces ese planeta parecía retroceder a través del zodiaco. Desgraciadamente, en su sistema centrado en el Sol, Copérnico seguía adhiriéndose a la tradición establecida de utilizar el movimiento circular uniforme, y si adoptara sólo un gran círculo para la órbita de cada planeta, sus posiciones planetarias calculadas serían de hecho cuantitativamente más pobres en comparación con las posiciones observadas de los planetas que las tablas basadas en el sistema ptolemaico. Este defecto podría corregirse parcialmente proporcionando círculos adicionales más pequeños, pero entonces se perdería gran parte de la belleza y simplicidad del sistema original de Copérnico. Además, aunque ahora se eliminaba el Sol de la lista de planetas y se añadía la Tierra, la Luna debía seguir moviéndose alrededor de la Tierra.

Fue Galileo quien explotó el poder de las lentes recién inventadas para construir un telescopio que acumularía apoyo indirecto para el punto de vista copernicano. Los críticos no tenían una respuesta racional al descubrimiento de Galileo de la correlación de las fases de iluminación de Venus con su posición orbital respecto al Sol, que requería que diera vueltas alrededor de ese cuerpo y no de la Tierra. Tampoco pudieron refutar su descubrimiento de los cuatro satélites más brillantes de Júpiter (los llamados satélites galileanos), que demostraban que los planetas podían tener lunas. Sólo podían negarse a mirar por el telescopio o negarse a ver lo que sus propios ojos les decían.

Galileo también atacó sistemáticamente otras enseñanzas aceptadas de Aristóteles demostrando, por ejemplo, que el Sol no era perfecto sino que tenía manchas. Asediada por todas partes por lo que percibía como agitación herética, la Iglesia obligó a Galileo a retractarse de su apoyo al sistema heliocéntrico en 1633. Confinado en arresto domiciliario durante sus últimos años, Galileo realizaría experimentos reales y de pensamiento (resumidos en un tratado) que refutarían el núcleo de la dinámica aristotélica.Entre las Líneas En particular, formuló el concepto que acabaría conduciendo (en manos de René Descartes) a la llamada primera ley de la mecánica, es decir, que un cuerpo en movimiento, liberado de la fricción y de todas las demás fuerzas, se movería, no en círculo, sino en línea recta a velocidad uniforme. El marco de referencia para realizar tales mediciones eran, en última instancia, las “estrellas fijas”. Galileo también argumentó que, en el campo gravitatorio de la Tierra y en ausencia de arrastre del aire, los cuerpos de diferente peso caerían a la misma velocidad. Este hallazgo acabaría conduciendo (en manos de Einstein) al principio de equivalencia, piedra angular de la teoría de la relatividad general.

Fue el astrónomo alemán Johannes Kepler, contemporáneo de Galileo, quien daría el golpe crucial que aseguró el éxito de la revolución copernicana. De todos los planetas cuyas órbitas Copérnico había tratado de explicar con un solo círculo, Marte era el que presentaba la mayor desviación (la mayor excentricidad, en nomenclatura astronómica); en consecuencia, Kepler se puso a trabajar con el principal astrónomo observador de su época, el danés Tycho Brahe, que había acumulado a lo largo de muchos años las mediciones posicionales más precisas de este planeta. Cuando Kepler tuvo por fin acceso a los datos tras la muerte de Tycho, intentó minuciosamente ajustar las observaciones a una curva tras otra. El trabajo fue especialmente difícil porque tuvo que suponer una órbita para la Tierra antes de poder sustraer de forma autoconsistente los efectos de su movimiento (examine más sobre todos estos aspectos en la presente plataforma online de ciencias sociales y humanidades). Finalmente, tras muchos intentos y rechazos, dio con una solución sencilla y elegante: una elipse con el Sol en un foco.

Informaciones

Los demás planetas también encajaron. A este triunfo le siguieron otros, entre los que destaca el descubrimiento por parte de Kepler de las llamadas tres leyes del movimiento planetario. Asegurada la victoria empírica, el escenario estaba preparado para las inigualables campañas teóricas de Newton.

Dos grandes logros allanaron el camino para que Newton conquistara el problema dinámico de los movimientos planetarios: sus descubrimientos de la segunda ley de la mecánica y de la ley de la gravitación universal. La segunda ley de la mecánica generalizó los trabajos de Galileo y Descartes sobre la dinámica terrestre, afirmando cómo se mueven generalmente los cuerpos cuando son sometidos a fuerzas externas. La ley de la gravitación universal generalizó los trabajos de Galileo y del físico inglés Robert Hooke sobre la gravedad terrestre, afirmando que dos cuerpos masivos se atraen con una fuerza directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente proporcional al cuadrado de su distancia de separación. Por pura deducción matemática, Newton demostró que estas dos leyes generales (cuya base empírica descansaba en el laboratorio) implicaban, aplicadas al ámbito celeste, las tres leyes de Kepler sobre el movimiento planetario. Este brillante golpe completó el programa copernicano de sustituir la antigua visión del mundo por una alternativa muy superior, tanto en principio conceptual como en aplicación práctica.Entre las Líneas En el mismo golpe de genio, Newton unificó la mecánica del cielo y la Tierra e inició la era de la ciencia moderna.

Al formular sus leyes, Newton afirmó como postulados las nociones de espacio absoluto (en el sentido de la geometría euclidiana) y tiempo absoluto (una cantidad matemática que fluye en el universo sin referencia a nada más). Existía una especie de principio de relatividad (“relatividad galileana”) en la libertad de elegir diferentes marcos de referencia inerciales, es decir, la forma de las leyes de Newton no se veía afectada por el movimiento a velocidad constante con respecto a las “estrellas fijas”. Sin embargo, el esquema de Newton separaba sin ambigüedad el espacio y el tiempo como entidades fundamentalmente separadas. Este paso era necesario para progresar, y era una aproximación tan maravillosamente precisa a la verdad para describir movimientos lentos comparados con la velocidad de la luz que resistió todas las pruebas durante más de dos siglos.

En 1705, el astrónomo inglés Edmond Halley utilizó las leyes de Newton para predecir que cierto cometa visto por última vez en 1682 reaparecería 76 años después. Cuando el cometa Halley regresó en la noche de Navidad de 1758, muchos años después de la muerte tanto de Newton como de Halley, ninguna persona culta pudo volver a dudar seriamente del poder de las explicaciones mecanicistas de los fenómenos naturales. Tampoco nadie volvería a preocuparse de que las revoltosas excursiones de los cometas a través del sistema solar destrozaran las esferas cristalinas que los pensadores anteriores habían construido mentalmente para transportar los planetas y los demás cuerpos celestes a través de los cielos. La atención de los astrónomos profesionales se dirigió ahora cada vez más hacia la comprensión de las estrellas.

En este último esfuerzo, el astrónomo británico William Herschel y su hijo John lideraron el asalto. La construcción de telescopios reflectores cada vez más potentes les permitió, a finales de 1700 y principios de 1800, medir las posiciones angulares y los brillos aparentes de muchas estrellas débiles.Entre las Líneas En una época anterior, Galileo había dirigido su telescopio hacia la Vía Láctea y vio que estaba compuesta por innumerables estrellas individuales. Ahora los Herschel iniciaron un ambicioso programa para medir cuantitativamente la distribución de las estrellas en el cielo. Partiendo de la hipótesis (adoptada por primera vez por el matemático y científico holandés Christiaan Huygens) de que la debilidad es una medida estadística de la distancia, dedujeron las enormes separaciones medias de las estrellas. Este punto de vista se confirmó directamente en el caso de las estrellas más cercanas mediante mediciones de paralaje de sus distancias a la Tierra. Más tarde, las fotografías tomadas a lo largo de muchos años también mostraron que algunas estrellas cambiaban de ubicación a través de la línea de visión en relación con el fondo; así, los astrónomos aprendieron que las estrellas no son realmente fijas, sino que tienen movimientos entre sí. Estos movimientos reales -así como los aparentes debidos al paralaje, medidos por primera vez por el astrónomo alemán Friedrich Bessel en 1838- no fueron detectados por los antiguos debido a la enorme escala de distancias del universo estelar.

Percepciones del siglo XX

Los estudios estadísticos de Kapteyn

Los estudios estadísticos basados en estas nuevas percepciones continuaron a principios del siglo XX. Culminaron con el análisis del astrónomo holandés Jacobus Cornelius Kapteyn quien, al igual que William Herschel antes que él, utilizó recuentos numéricos de estrellas para estudiar su distribución en el espacio. Se puede demostrar, para estrellas con una mezcla arbitraria pero fija de brillos intrínsecos, que -en ausencia de absorción (véase su concepto jurídico) de la luz estelar- el número N de estrellas con brillo aparente, flujo energético f, mayor que un nivel especificado f0, viene dado por N = Af0-3/2, donde A es una constante, si las estrellas están distribuidas uniformemente en el espacio euclidiano (espacio que satisface los principios de la geometría euclidiana). El número N aumentaría al disminuir el brillo aparente límite f0, porque se están muestreando, en promedio, mayores volúmenes de espacio cuando se cuentan fuentes más débiles. Kapteyn descubrió que el número N aumentaba menos rápidamente con la disminución de f0 que el valor hipotético Af0-3/2; esto le indicaba que el sistema solar se encontraba cerca del centro de una distribución de estrellas, cuyo número disminuía al aumentar la distancia al centro. Además, Kapteyn determinó que el ritmo de adelgazamiento era más rápido en ciertas direcciones que en otras. Esta observación, junto con otros argumentos que fijaban la escala, le llevó en las dos primeras décadas del siglo XX a describir la galaxia de la Vía Láctea (que entonces se confundía con todo el universo) como un estrato bastante pequeño y aplanado de estrellas y nebulosas gaseosas en el que el número de estrellas disminuía hasta el 10 por ciento de su valor central a una distancia en el plano de unos 8.500 años luz del centro galáctico.

Las aportaciones de Shapley

En 1917, el astrónomo estadounidense Harlow Shapley puso en tela de juicio el universo de Kapteyn. El estudio de Shapley sobre las distancias de los cúmulos globulares le llevó a concluir que su distribución se centraba en un punto que se encontraba en la dirección de la constelación de Sagitario y a una distancia que él estimó en unos 45.000 años-luz (un 50 por ciento mayor que el valor moderno). Shapley pudo determinar la distancia a las globulares mediante la calibración de los brillos intrínsecos de algunas estrellas variables encontradas en ellas. (Conocer el periodo de las variaciones de luz permitió a Shapley inferir el brillo intrínseco medio. Una medición del brillo aparente medio permitió entonces, a partir de la ley de brillo 1/r2, deducir la distancia r). Según Shapley, el sistema galáctico era mucho mayor que la estimación de Kapteyn. Además, el Sol no estaba situado en su centro, sino en su periferia radial (aunque cerca del plano medio de un disco aplanado). El destronamiento del Sol del centro del sistema estelar por parte de Shapley se ha comparado a menudo con el destronamiento de la Tierra del centro del sistema planetario por parte de Copérnico, pero su mayor impacto astronómico recayó en las enormes dimensiones físicas atribuidas a la Galaxia.Entre las Líneas En 1920 se organizó un debate entre Shapley y Heber D. Curtis para discutir esta cuestión ante la Academia Nacional de Ciencias de Washington, D.C.

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

El debate también abordó una segunda controversia: la naturaleza de las llamadas nebulosas espirales. Shapley y sus partidarios sostenían que estos objetos estaban formados por gas difuso y, por tanto, eran similares a las demás nubes de gas conocidas dentro de los confines de la Vía Láctea. Curtis y otros, por el contrario, sostenían que las espirales estaban formadas por estrellas y que, por tanto, equivalían a galaxias independientes iguales a la Galaxia. Los filósofos Immanuel Kant y Thomas Wright y William Herschel ya habían propuesto una línea de pensamiento paralela. La renovada discusión sobre el estatus de las espirales surgió, en parte, de un importante desarrollo que se produjo a principios del siglo XX: la incorporación astronómica de los métodos de la espectroscopia tanto para estudiar la naturaleza física de los cuerpos celestes como para obtener la componente de sus velocidades a lo largo de la línea de visión. Analizando las propiedades de las líneas espectrales en la luz recibida (por ejemplo, viendo si las líneas se producían por absorción (véase su concepto jurídico) o emisión y si las líneas eran anchas o estrechas), o analizando los colores brutos del objeto observado, los astrónomos aprendieron a distinguir entre las estrellas ordinarias y las nebulosas gaseosas existentes en las regiones entre las estrellas. Midiendo el desplazamiento en longitud de onda de las líneas espectrales con respecto a sus homólogas de laboratorio y suponiendo que el desplazamiento se debía al efecto Doppler, podían deducir la velocidad de recesión (o aproximación).

Detalles

Las espirales planteaban dificultades de interpretación en todos los sentidos: tenían propiedades espectrales que no se parecían a las colecciones locales de estrellas ni a las nebulosas gaseosas (debido al papel imprevisto del polvo y de las diferentes poblaciones de estrellas en los brazos, el disco y la protuberancia central de una galaxia espiral); y, como había demostrado el astrónomo estadounidense Vesto Slipher, en general poseían velocidades de recesión enormes comparadas con las conocidas entonces para cualquier otro objeto astronómico.

El debate formal entre Shapley y Curtis terminó de forma inconclusa, pero la historia ha demostrado que Shapley tenía la mayor parte de la razón en la cuestión de la posición descentrada del sistema solar y la gran escala de la Galaxia, y que Curtis tenía la mayor parte de la razón en la cuestión de la naturaleza de las espirales como galaxias independientes. Como demostró el trabajo del astrónomo estadounidense de origen suizo Robert J. Trumpler en 1930. Kapteyn (y Herschel) se habían dejado engañar por los efectos del polvo interestelar, aún no descubierto pero omnipresente, y pensaron que las estrellas de la Vía Láctea se adelgazaban con la distancia mucho más rápido de lo que lo hacían en realidad. El efecto del polvo interestelar era mucho menos importante para los estudios de Shapley porque los cúmulos globulares se encuentran en su mayoría bien alejados del plano del sistema de la Vía Láctea.

Las investigaciones de Hubble sobre los sistemas extragalácticos

La prueba decisiva sobre la naturaleza extragaláctica de las espirales fue aportada en 1923-24 por Edwin Hubble, que logró resolver un campo de la galaxia de Andrómeda (M31) en un conjunto de estrellas distintas. Algunas de las estrellas resultaron ser variables de un tipo similar a las encontradas por Shapley en los cúmulos globulares. Las mediciones de las propiedades de estas variables permitieron estimar sus distancias. La distancia a la que se encontraba M31 la situaba fuera de los límites del enorme modelo de galaxia de Shapley, por lo que M31 debía ser un sistema independiente de estrellas (y nubes de gas).

Los hallazgos de Hubble inauguraron la era de la astronomía extragaláctica. Él mismo se encargó de clasificar los tipos morfológicos de las diferentes galaxias que encontró: espirales, elípticas e irregulares.Entre las Líneas En 1926 demostró que, aparte de una “zona de evasión” (región caracterizada por una aparente ausencia de galaxias cerca del plano de la Vía Láctea causada por el oscurecimiento del polvo interestelar), la distribución de las galaxias en el espacio es casi uniforme cuando se promedia en escalas suficientemente grandes, sin ningún límite o borde observable. El procedimiento era idéntico al utilizado por Kapteyn y Herschel, con las galaxias sustituyendo a las estrellas como fuentes luminosas. La diferencia era que esta vez el recuento de números N era proporcional a f0-3/2, hasta los límites del estudio original. El hallazgo de Hubble proporcionó la justificación empírica del llamado principio cosmológico, un término acuñado por el matemático y astrofísico inglés Edward A. Milne para describir la suposición de que en cualquier instante de tiempo el universo es, en general, homogéneo e isótropo, es decir, estadísticamente igual en todos los lugares y en todas las direcciones. Esto representó el triunfo definitivo de la revolución copernicana.

También fue Hubble quien interpretó y cuantificó los resultados de Slipher sobre las grandes velocidades de recesión de las galaxias, que corresponden a una expansión general del universo. La ley de Hubble, enunciada en 1929, marcó un importante punto de inflexión en el pensamiento moderno sobre el origen y la evolución del universo. El anuncio de la expansión cosmológica se produjo en un momento en el que los científicos empezaban a lidiar con las implicaciones teóricas de las revoluciones que se estaban produciendo en la física.Entre las Líneas En su teoría de la relatividad especial, formulada en 1905, Einstein había realizado una unión del espacio y el tiempo que modificaba fundamentalmente las percepciones newtonianas de la dinámica, permitiendo, por ejemplo, transformaciones entre masa y energía.Entre las Líneas En su teoría de la relatividad general, propuesta en 1916, Einstein efectuó una unión aún más notable, que alteró fundamentalmente la percepción newtoniana de la gravitación, permitiendo ver la gravitación, no como una fuerza, sino como la dinámica del espacio-tiempo.Entre las Líneas En conjunto, los descubrimientos de Hubble y Einstein dieron lugar a una nueva visión del mundo. La nueva cosmología validó empíricamente la noción de un acontecimiento de la creación; asignó una estimación numérica de cuándo la flecha del tiempo tomó vuelo por primera vez; y finalmente condujo a la impresionante idea de que todo en el universo podría haber surgido literalmente de la nada.

Datos verificados por: Brite
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Recursos

Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Universo: Universe

Véase También

Galaxia
Astronomía
Planeta

Bibliografía

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