Las amenazas de nuestro mundo (7 page)

Ya en 1842, el físico austríaco Christian Johann Doppler (1803-1833) demostró que cuando un cuerpo emite sonido de una longitud de onda determinada, esa longitud de onda aumenta si el cuerpo está alejándose de nosotros al emitir el sonido, y disminuye si el cuerpo se mueve en nuestra dirección. En 1848, el físico francés Armand H. L. Fizeau (1819-1896) aplicó este principio a la luz.

Según este efecto llamado de Doppler-Fizeau, todas las longitudes de onda de la luz irradiadas por una estrella que está alejándose de nosotros son más largas que si estuvieran irradiadas por un objeto inmóvil Esto incluye especialmente las líneas oscuras que se desplazan hacia el extremo del color rojo del espectro (el «desplazamiento hacia el rojo») en comparación con el lugar en donde se hallarían normalmente. En el caso de una estrella que se mueve hacia nosotros, las longitudes de onda, incluyendo las líneas oscuras, se desplazan hacia el extremo violeta del espectro.

Al determinar la posición de las líneas oscuras en el espectro de una determinada estrella, se puede deducir si esa estrella está alejándose o acercándose a nosotros, y, además, a qué velocidad media, puesto que, a mayor velocidad de la estrella en su acercamiento o alejamiento, corresponderá un desplazamiento superior de las líneas oscuras. Este desplazamiento fue utilizado por vez primera en 1868, cuando el astrónomo inglés William Huggins (1824-1910) observó un desplazamiento rojo en el espectro de la estrella Sirio y comprobó que estaba alejándose de nosotros a una velocidad moderada. A medida que se investigó más sobre las estrellas al respecto, se descubrió, sin sorpresa, que algunas se acercaban y otras se alejaban de nosotros, como era de esperar, si la Galaxia, como conjunto, permanecía estacionaria sin acercarse ni alejarse de nosotros.

En 1912, el astrónomo americano Vesto Melvin Slipher (1875-1969) inició un proyecto para determinar el desplazamiento de la línea oscura de las diversas galaxias (antes incluso de que los pequeños fragmentos de luz nebulosa hubieran sido reconocidos como galaxias).

Se podría suponer que también las galaxias mostrarían retrocesos y acercamientos, como hacen las estrellas; así sucede, en efecto, en las galaxias de nuestro grupo local. Por ejemplo, la primera galaxia que Slipher estudió fue la de Andrómeda, que resultó estar aproximándose a nuestra galaxia a una velocidad de unos 50 kilómetros (32 millas) por segundo.

Sin embargo, las galaxias fuera de nuestro grupo local mostraron una sorprendente uniformidad. Slipher y los que le siguieron descubrieron que, en todos los casos, la luz procedente de esas galaxias mostraba un desplazamiento hacia el rojo. Todas ellas estaban alejándose de nosotros a unas velocidades anormalmente altas. Mientras que las estrellas de nuestra galaxia se movían a velocidades de algunas decenas de kilómetros por segundo relativamente de una a otra, las galaxias fuera de nuestro grupo local, aun las más cercanas, se alejaban de nosotros a velocidades de varios cientos de kilómetros por segundo. Además, cuanto más débil era la galaxia (y, por consiguiente, más distante) tanto mas rápidamente se alejaba.

En 1929, Hubble, que tres años antes había descubierto estrellas en la galaxia de Andrómeda y establecido su naturaleza, pudo demostrar que la velocidad de retroceso era proporcional a la distancia. Si la galaxia A estaba tres veces más lejos de nosotros que la galaxia B, la galaxia A se alejaba de nosotros a una velocidad tres veces superior a la de la galaxia B. Cuando esto fue aceptado, se pudo determinar la distancia de una galaxia simplemente midiendo su desplazamiento en el espectro hacia el rojo.

Pero, ¿por qué todas las galaxias deberían alejarse de nosotros?

Para explicar este alejamiento universal sin atribuirnos una especial cualidad, era necesario aceptar el hecho de que el universo se expandía y de que la distancia entre todos los grupos galácticos vecinos aumentaba continuamente. Y siendo así, desde cualquier puesto de observación dentro de
cualquier
grupo galáctico, y no únicamente desde el nuestro, todos los otros grupos galácticos parecerían retroceder a un promedio que aumentaba constantemente con la distancia.

Pero, ¿por qué debería estar en expansión el universo?

Si imaginamos que el tiempo retrocede (es decir, supongamos que hemos rodado una película del universo en expansión y después pasamos la película al revés), los grupos galácticos parecerían estar acercándose unos a otros y, eventualmente, llegarían a chocar.

El astrónomo belga Georges Lemaitre (1894-1966) sugirió, en 1927, que en algún momento lejano del tiempo pasado, toda la materia del universo sufrió una compresión y se convirtió en un objeto único que él denominó «huevo cósmico». Este objeto estalló y, con los fragmentos de la explosión, se formaron galaxias. El universo sigue en expansión a causa de la fuerza de esa vieja explosión.

El físico ruso-americano George Gamov (1904-68) llamó a esta explosión primordial, el
big bang
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, y ésa es la palabra que se sigue utilizando para reconocerle. Es el
big bang
que los astrónomos ahora creen tuvo lugar hace unos quince mil millones de años. La entropía del huevo cósmico era muy baja y desde el momento del
big bang
dicha entropía ha estado aumentando y el universo se ha estado desgastando según se ha descrito en el capítulo anterior.

¿Tuvo lugar realmente ese
big bang?

Cuanto más penetramos en las vastas distancias del universo, tanto más vislumbramos de los tiempos pasados. Después de todo, se requiere luz tiempo para viajar. Si pudiéramos ver algo que estuviera a una distancia de mil millones de años luz, la luz que veríamos habría tardado mil millones de años en llegar hasta nosotros y el objeto que veríamos sería como fue hace mil millones de años. Si pudiéramos ver algo que estuviese a una distancia de quince mil millones de años luz, lo veríamos como era hace quince mil millones de años en el momento del
big bang.

En 1965, A. A. Penzias y R. W. Wilson, de los Laboratorios Bell Telephone, pudieron demostrar que había un reflejo de ondas de radio que provenían de manera uniforme de todos los lugares del espacio.

Ese fondo ambiental de ondas de radio pudiera ser la radiación del
big bang
que nos llega después de atravesar quince mil millones de años luz en el espacio. Este descubrimiento ha sido aceptado como un testimonio sólido en favor del
big bang.

¿Continuará para siempre el universo en expansión como resultado de esa enorme explosión primordial? Discutiré esta posibilidad brevemente, pero, por ahora, supongamos que, en efecto, el universo seguirá eternamente en expansión. En este caso, ¿corno nos afectará a nosotros? ¿Representará una catástrofe esa expansión infinita del universo?

Visualmente, por lo menos, no es así. Sin excepción, todo lo que vemos en el espacio a simple vista, incluyendo las nubes de Magallanes y la galaxia de Andrómeda, forman parte del grupo local. Todas las partes del grupo local se mantienen unidas gravitacionalmente y no toman parte en la expansión general.

El resultado es que, aunque el universo continúe para siempre en expansión, nuestra visión de los cielos sin un telescopio no cambiará. Habrá otros cambios por otras razones, pero nuestro grupo local, que contiene más de medio billón de estrellas, en conjunto seguirá igual.

A medida que el universo se extienda, los astrónomos tendrán cada vez mayores dificultades para distinguir las galaxias fuera del grupo local, hasta que acaben perdiéndolas. Todos los grupos galácticos retrocederán a tal distancia que se alejarán de nosotros a unas velocidades que no podrán afectarnos de ninguna manera. Por tanto, nuestro universo consistirá únicamente del grupo local y será únicamente 1/50 mil millonésima parte tan grande como es ahora.

¿Sería una catástrofe esta gran contracción de nuestro universo? Quizá no lo sería directamente, pero afectaría nuestras posibilidades para intervenir en la muerte por el calor.

Un universo más pequeño tendría menos oportunidad de formar una gran zona de entropía baja, y nunca podría, por procesos casuales, formar el tipo de «huevo cósmico» que dio principio a nuestro universo. No habría suficiente masa para eso. Estableciendo una comparación, habría menos oportunidad de encontrar una mina de oro si caváramos únicamente en el patio posterior de nuestra casa, que si se nos permitiera cavar en toda la superficie de la Tierra.

De esta manera, la expansión indefinida del universo disminuye grandemente la posibilidad de que la especie humana pueda sobrevivir a la muerte por el calor, suponiendo, para empezar, que dure hasta entonces. De hecho, uno se siente sumamente tentado a predecir que no llegará tan lejos; la especie humana difícilmente podría superar la combinación de la expansión infinita y de la muerte por el calor, aunque consideremos los acontecimientos con el mayor optimismo.

Y, además, esto no es todo. ¿Es posible que el retroceso de los grupos galácticos altere las propiedades del universo de tal manera que produzca una catástrofe más inmediata que el fracaso de sobrevivir a la muerte por el calor?

Algunos físicos especulan que la gravitación es el producto de toda la masa del universo trabajando en colaboración y no el simple producto de cuerpos individuales. Cuanto más se concentre la masa total del universo alcanzando un volumen cada vez menor, tanto más intenso será el campo gravitacional producido por cualquier cuerpo determinado. Del mismo modo, cuanto más se dilate la masa y alcance volúmenes cada vez mayores, tanto más débil será la fuerza gravitacional producida por un cuerpo determinado.

Puesto que el universo se dilata, la masa del universo está alcanzando cada vez mayor volumen, y la intensidad de los campos gravitacionales individuales producida por los varios cuerpos del universo debería, según esa teoría, estar disminuyendo constantemente. Esta posibilidad fue sugerida, en primer lugar, en 1937, por el físico inglés Paul A. M. Dirac (1902-).

Esta disminución sería muy lenta, por lo que sus efectos no los notarían los individuos comentes durante muchos millones de años, pero gradualmente los efectos se acumularían. El Sol, por ejemplo, se mantiene unido por su poderoso campo gravitacional. A medida que la fuerza gravitacional se debilitara, el Sol se dilataría lentamente y se enfriaría, y lo mismo sucedería con todas las demás estrellas. El poder del Sol sobre la Tierra disminuiría, y la órbita de la Tierra se desplazaría muy lentamente hacia fuera. La misma Tierra, con su propia gravitación más débil, se dilataría poco a poco, y así sucesivamente. Deberíamos afrontar entonces un futuro en el que la temperatura de la Tierra, gracias al enfriamiento y al Sol más distante, podría descender y congelarnos. Éste y otros efectos podrían conducirnos a un final trágico antes de que pudiéramos alcanzar la muerte por el calor.

Sin embargo, hasta el momento los científicos no han descubierto ningún signo claro de que la gravitación se debilite con el paso del tiempo, o que, en el curso de la pasada historia de la Tierra, hubiera sido más potente.

Quizás es demasiado pronto para hablar de ello, y deberíamos esperar más pruebas antes de estar seguros de esta cuestión, en un sentido o en otro, pero no puedo por menos de creer que el concepto de una debilitación en la fuerza gravitacional es insostenible. De ser esto cierto, y la Tierra se enfriase lentamente en el futuro, por la misma razón debería haber sido más caliente en el pasado, y no hay ninguna prueba de tal cosa. Del mismo modo, también, los campos gravitacionales serían cada vez más fuertes a medida que nos adentráramos, en el pasado, y en el momento del «huevo cósmico» hubiese sido tan potente que creo que el «huevo cósmico» nunca hubiera podido explotar y arrojar fragmentos hacia el exterior contra el impulso de ese intenso campo gravitacional inimaginable
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Por tanto, hasta que se descubra lo contrario, es lógico suponer que la expansión indefinida del universo no afectará las propiedades de nuestra parte del universo. Por consiguiente, no es fácil que la expansión produzca una catástrofe antes del momento en que sería improbable que la Humanidad pudiera sobrevivir a la muerte por el calor.

Esperen, de todos modos. ¿Cómo podemos estar seguros de que el universo se dilatará siempre sólo porque está dilatándose ahora?

Supongamos, por ejemplo, que observamos una pelota en movimiento que asciende desde la superficie de la Tierra. Sube continuamente, pero a una velocidad que se reduce sin cesar. Sabemos que, en algún momento, su velocidad ascendente quedará reducida a cero, y entonces comenzará a descender, cada vez más aprisa.

La razón es que la atracción gravitacional de la Tierra hace descender inexorablemente la pelota, primero procurando disminuir su impulso ascensional hasta su total desaparición, y después aumentando continuamente su movimiento de retorno a la Tierra. Si la pelota fuera arrojada hacia arriba con mayor rapidez, la atracción gravitacional tardaría más en contrarrestar ese impulso inicial. La pelota llegaría a una mayor altura antes de detenerse y comenzar a caer.

Por tanto, podríamos creer que, dejando aparte la rapidez con que arrojásemos la pelota hacia arriba, llegaría siempre el momento en que se detendría y regresaría bajo la inexorable atracción de la gravedad. Existe el dicho popular: «Lo que sube, ha de bajar». Esto sería verdad si la atracción gravitacional fuese constante en todo el camino ascendente, pero no lo es.

La atracción de gravedad de la Tierra disminuye en proporción a la distancia del centro de la Tierra. Un objeto en la superficie de la Tierra está aproximadamente a unos 6.400 kilómetros (4.000 millas) de su centro. Un objeto a una distancia de 6.400 kilómetros por encima de su superficie estaría a doble distancia de su centro, y se hallaría bajo una atracción de gravedad equivalente a una cuarta parte de la que tendría en la superficie.

Un objeto puede ser arrojado hacia el espacio a una velocidad tan grande que, mientras sube, la atracción gravitacional disminuye tan rápidamente que nunca llega a ser lo suficientemente fuerte para reducir esa velocidad a cero. En esas circunstancias, el objeto no baja, sino que se aleja para siempre de la Tierra. La velocidad mínima a que eso sucede es la «velocidad de escape» que para la Tierra es de 11,23 kilómetros (6,98 millas) por segundo.