1. Modelo standard del Bing Bang y Contexto Social(1975 -1985)Pasada la poca de las grandes diferencias en torno a las dos escuelas de pensamiento cosmolgico;habiendo ganado la partida - al menos por ahora - la teora que propugna que el Universo se origin hace 15mil millones de aos (13.7 al final de los noventa) , todos los descubrimientos y las medicionesastronmicas, as como los avances en la fsica cuntica comienzan a unirse para ofrecer una interpretacindel nacimiento y evolucin del Universo y es notorio el esfuerzo que comienza a tomar forma para tratar detraspasar el Muro de Plank, buscando explicaciones para el Universo Inicial (modelos del "Very EarlyUniverse").Durante estos aos el retrato se ir modificando en algunas partes: aclarndose muchas perocomplicndose en otras tambin. En esta labor hay mucha paciencia para tratar tan grave asunto como esdefinir el Universo, su nacimiento y evolucin. Las explicaciones sobre modelos o variaciones de modelosque trascienden al lego en la materia, estn precedidas de clculos fsico - matemticos que se alimentan - asu vez - de datos que sufren modificaciones constantemente conforme avanzan los mtodos observacionalesy entran en operacin nuevos diseos de artefactos para detectar radiaciones csmicas (telescopios,radiotelescopios, aviones especialmente equipados, sondas , naves espaciales y laboratorios orbitales) querecogen datos sobre el macrocosmos; o procedentes de informaciones de laboratorios terrestres que tratandel mundo subatmico y sus elusivas partculas elementales.El debate sobre los modelos del origen del Universo deja como secuela positiva al menos tres aspectos:a) El nacimiento del inters de parte de la ciencia por descifrar el problema del origen del Universo;b) la proliferacin de propuestas de mecanismos que explican parcialidades del proceso evolutivo que vadesde T=0, (esto es desde el inicio del tiempo); hasta las posibilidades de su desaparicin;c) una mejor comprensin de las fases evolutivas que van desde las radiaciones iniciales hasta la aparicinde planetas con posibilidades de albergar vida (tanto de tipo "inteligente", como ms modesta: bacterias ,virus y otros eventuales organismos extremos , por ejemplo).En el rea de los acontecimientos sociopolticos la dcada de los setenta es la dcada perdida ; no as parala cosmologa que lejos de los avatares ideolgicos, sigue aumentando el caudal de los conocimientos y encampos en los que no se pudo avanzar se debi bien a que la construccin de instrumentos de deteccin ymedicin estaban en proceso de construccin, o al temor natural en algunos cosmlogos para arriesgarteoras, dado el sonado fracaso de parte de los defensores de la Teora del Estado Estacionario, (conexcepcin del ingls Fred Hoyle, quien proseguira su produccin cientfica).Como un dato curioso puede resaltarse que a nivel del vulgo -y an entre personas de alto nivel escolar- semanejan sin aparentes contradicciones dos conceptos francamente antagnicos : uno, que el Universo eseterno, otro que el Universo tuvo un comienzo hace unos quince mil millones de aos. E igualmente semanejan indistintamente y sin contradicciones- la concepcin bblica que da cuenta de la creacin del serhumano con barro terrestre de un soplo divino y la idea simplificada de la evolucin darwinista: la que serefiere a nuestra "descendencia del mono", como si se tratara de una secuencia lineal, en donde solo faltaraencontrar un eslabn perdido (posiblemente un esqueleto o parte de l) .En esta poca tambin deben resaltarse dos preocupaciones: una se refiere a la preocupacin del rumbo delos conocimientos cientficos y tecnolgicos, stos como un derivado de las ciencias fsicas y qumicasaplicadas. La segunda se relaciona con el temor a un holocausto atmico, como consecuencia de laproliferacin y sofisticacin de las "armas de defensa" termonucleares y bacteriolgicas en poder de lascastas militares de no ms de siete pases desarrollados y uno que comienza a mostrar sus dientes en estecampo..Igualmente esta poca se caracteriza por el movimiento de una conciencia planetaria incipiente que puederastrearse en esfuerzos desperdigados:a) la eclosin de esfuerzos tendentes a la preservacin ecolgica y de especies zoolgicas en extincin;

2. b) la eclosin de la idea de un "cambio" cuyo rostro an no est claro, pero que se evidencia en AmricaLatina y en los pases del Tercer Mundo en dos campos especficos: uno la necesidad de un Nuevo OrdenEconmico , y el otro ,la prdica de un Nuevo Orden Informativo. Ambos cambios se ansan tengan unespectro mundial, y esa es la tnica que unifica la aspiracin al reordenamiento poltico del globo.Lejos de estos acontecimientos, los aos bajo examen permiten dar cuenta de lo que socialmente se detectacomo una reactivacin religiosa -que incluye la proliferacin y la divisin del cristianismo en sectas- y queen el seno de la cristiandad se denomina ms propiamente como "avivamiento de la presencia del EsprituSanto" y que se visualiza en los medios electrnicos de comunicacin bajo la fuerte aparicin del "Teleevangelismo".La ausencia total de la influencia del cristianismo en la elaboracin de modelos cosmolgicos quecaracteriza la poca (al hacerse bajo estrictos parmetros cientficos) deja -sin embargo- un vaco que yahaba advertido intuitivamente Einstein, cuando afirmaba que "la ciencia sin religin era ciega y la religinsin ciencia era coja" . Por tanto, al igual que en las dcadas anteriores en que la ciencia termina sustituyendola filosofa, y muy particularmente la metafsica, tambin la ciencia termina sustituyendo a la religin . Laausencia del pensamiento religioso en los asuntos que ataen a la creacin del Universo y losacontecimientos relacionados con la creacin de los seres vivos ,incluyendo al ser humano ,no deja un vaco,porque ese espacio comienza a ser llenando por las inquietudes de algunos fsicos , con planteos holsticos,entre ellos los ingleses David Bohmn, Hugh Everett, y el norteamericano Fritjoh Capra , en consuno concientficos procedentes de otras reas (particularmente del rea de la biologa).As el nuevo pensamiento resultante servir para alimentar al surgimiento de una nueva visin planetario-csmica denominada "New Age" (Nueva Era) que mezclar con franca liberalidad concepciones cientficasserias con planteos astrolgicos y con ideas msticas y religiosas (particularmente provenientes del Budismoy del Brahmanismo), junto con inquietudes ecolgicas y escatolgicas y algunas pinceladas de cortepantesta, en donde el nombre de Theilhard de Chardin sale a relucir ,como si este jesuita cientfico hubieseimpulsado una visin neo- pantesta cristiana, lo que constituye una apreciacin errnea de susplaneamientos, pero en el abigarrado folklorismo que caracteriza las ideas de la Nueva Era, este gazapo pasatotalmente desapercibido.En este captulo ,siguiendo la prctica de circunscribirnos a lo que ocurre en el perodo bajo examen lostemas sealados se tratan en cuatro reas:a) La primera se refiere al Estado de situacin del Modelo Big Bang, que muestra cmo se elabora unmodelo standard dentro de la cosmologa de inicio caliente, a mediados de la dcada, as como nuevas ideasque van fijndose en torno a los modelos dentro de la cosmologa del B.B. Tambin trata del surgimiento deconcepciones de Escatologa Planetaria, ligadas a la eventual desaparicin del Universo .b) La segunda constituye una revisin de los problemas que implica para el destino humano la aparicin deestas ideasc) La tercera nos lleva a revisar los obstculos para los cambios en un planeta con graves problemas parauna coexistencia pacfica fundada en la justicia social .d) La cuarta se refiere a la necesidad del ser humano para que el conocimiento que adquiere sobre el origendel Universo le sirva adems para darle norte y sentido a la vida.1.- MODELO ESTNDARD DE LA CREACIN DEL UNIVERSOHasta el momento solo hemos revisado ideas acerca de las ideas con las cuales se formulan hiptesis paraarmar modelos de universos segn las ideas de autores diversos. En esta seccin incluiremos un modelocientfico formulado en 1973 por un astrnomo ,lo que nos va a permitir conocer de primera mano la formade postular un modelo. Debe si hacerse la advertencia de que el modelo carece de la formulacin matemticapara facilitar al lector no familiarizado con este lenguaje la comprensin de cual es la argamasa con la cuallos cientficos arman sus modelos cosmolgicos.De la revista Annual Review of Astronomy and Astrophysics ,publicacin anual norteamericana sin fines delucro, se extrae un ejemplo de la formulacin de un modelo terico estndar que muestra cmo acomete uncosmlogo, en este caso Edward R. Harrison de la Universidad de Massachusetts (en 1973), el trabajo de

3. disear una explicacin satisfactoria a la interpolacin de deducciones y observaciones para apuntalar lahiptesis de un Universo en una gran explosin caliente, que comienza a ganar prestigio y adeptos, as comoa difundirse entre los legos. Se advierte que tanto la traduccin como la adaptacin ,para ajustarla al modeloexpositivo que hemos venido siguiendo , son responsabilidad del autor.Introduccin.- Gamow y sus colegas Alpher, Follin y Herman plantean desde 1946 - y luego reiteran en1953 - la idea de un B.B. en que el Universo inicial es denso y caliente; en 1965 Penzias y Wilson y porseparado Dicke y otros dan a conocer el descubrimiento de una radiacin de fondo de 2.7 grados Kelvin (enla literatura cosmolgica aparece simplificada como 3 K) como remanente de la explosin originalpostulada en teora.La teora standard postula que, en los primeros instantes tras la gran explosin se produjo una extensaaniquilacin de materia y antimateria conforme el Universo se iba enfriando, convirtindose casi toda laantimateria -lo mismo que casi toda la materia- en energa. Esto dio origen a un Universo de elevadaentropa, tesis que recibi su espaldarazo experimental en la observacin de la radiacin de fondo demicroondas a 2,7 grados Kelvin. En este contexto, la alta entropa significa muchos fotones (partculas deluz por partcula de materia: electrones, protones y neutrones; o, por usar parmetros terrestres y estelares,una bajsima densidad para cualquier temperatura. En virtud de esa alta entropa, los productos principalesde la nucleosntesis cosmolgica fueron hidrgeno y helio, (combustible de las estrellas, no sus cenizas) ymateria primordial del Universo.Con el trmino nucleosntesis se designan los procesos a travs de los cuales los ncleos atmicos setransforman a escala csmica. Implica el estudio de los procesos acometidos por la materia primordial en lasconcentraciones observados en los objetos celestes (Sistema Solar, estrellas, gas interestelar, rayoscsmicos). Las abundancias de ncleos observadas representan las cenizas de estadios anteriores decombustin nuclear. La teora de la nucleosntesis cosmolgica es de un xito notable: Explica lasconcentraciones del 98 por ciento de la materia observada del Universo; pero slo desentraa la produccinde cinco ncleos: hidrgeno, deuterio, helio-3, helio-4 y litio.Se cree que las condiciones iniciales de la nucleosntesis estelar sea el resultado de la nucleosntesiscosmolgica: esto es que en las estrellas encontramos las condiciones capaces de suministrar lasabundancias de casi todos los ncleos y que la evolucin de las estrellas es la historia de sus transmutacionesnucleares y los efectos consecuentes en la estructura estelar. Para explicar este proceso, los fsicos Suzuki en1931, Tolman en 1932 y Hawking en 1967 al hacer un rastreo de la historia, distribucin y abundanciarelativa de los elementos qumicos, plantean un comienzo caliente y denso; pero no todos los cosmlogosaceptarn esa condicin inicial. An a mediados de los setenta, hay cosmlogos que abogan por un B.B.fro y no aceptan que la radiacin del 2.7grados Kelvin sea el remanente csmico de un estallido caliente.Discusiones Fsicas Previas.- El modelo que prepone Harrison parte de estas premisas:1.- De 1917 hasta el ao 1972, el estudio de las condiciones fsicas existentes en el inicial (Early Universe)es objeto de estudios publicados por parte de: Alpher y Herman (1950); Novikow y Zeldovich (1967);Dautcourt y Wallis (1950); Longair (1971); Sato, Masuda y Takeda (1971), Pebles (1971), Weinberg(1972)), Alpher, Follin y Herman (1953); Dicke y otros (1965), Harrison (1968), Field (1969), Shatzman(1969), De Graaf (1970), Zeldovich (1970), Kunt (1971, Steizman (1971), Patridge (1969), Thadeus (1972),lo que arroja un total de 18 comunicaciones cientficas publicadas en revistas reconocidas por la academiaoficial internacional. (Unin Astronmica Internacional, UIE)2.- Hasta 1972, el tema del Universo muy inicial (Very Early Universe) es objeto de una sola comunicacinque cumple con los requisitos de aceptacin cientfica y es debido a Zeldovich y Novikow en 1973(aspectos generales).3.- El tema de la Singularidad es objeto de dos comunicaciones cientficas debidas a Hawking y Ellis (1968)y Hawking y Penrose (1970).4.- Por otra parte, el tema de la barrera de la existencia de partculas elementales en condiciones muyextremas (Very Early Universe) es objeto de dos comunicaciones debidas a Bahcall y Frautschi (1971) y aHarrison (1970).5.- De igual forma el tema de creacin de partculas a la densidad crtica de Plank (Muro de Plank) es objeto

4. de dos trabajos que llenan los requisitos oficiales y son debidos a Parker (1972), Zeldovich y Starobinsky(1972).6.- Para explicar el Early Universe caliente hay un modelo standard, no as para el Very EarlyUniverse, dado que las condiciones de quiebra de las leyes fsicas hacen altamente especulativa lateorizacin.Nota: Si un lector curioso desea conocer cuantas son las publicaciones que existen en cualesquiera de losaos del Tercer Milenio va a quedar asombrado: son cientos de miles,lo que da una idea no solo del avancede la astronoma y la cosmologa, sino de la gran cantidad de personas dedicadas a estas disciplinas. En unode los anexos al final de este libro se publica una tabla que muestra esos datos.Clculos Matemticos .- En los clculos utilizados en el Modelo Standard del Early Universe, elprocedimiento consiste en hacer un conteo regresivo de la densidad del Universo, que pasa por las siguientesetapas:a) Densidad presente del Universo;b) Etapa del equilibrio trmico;c) Era de la prevalencia de leptones;d) Era del desacople de partculas;e) Era de la radiacin (aniquilacin de electrn - par);f) Aparicin de la materiaValores Introducidos .- El modelo sufre variaciones conforme se afinan los valores que sirven para hacer losclculos. Adems tales clculos se modifican por los nuevos descubrimientos. El modelo que se examina sefundamenta en las siguientes ideas complementarias:a) La edad del Universo se mide siguiendo el mtodo de Hubble (conocido como parmetro de Hubble H)que determina la distancia de las galaxias que receden, as como su velocidad. Esta ley se expresa as:Velocidad = Parmetro de Hubble (H) dividido entre la distancia de una galaxia dada. El inverso de lacantidad as obtenida (I/H) es el Tiempo de Hubble, en que se presume que la luz proveniente de las galaxiascomenz su viaje hasta nosotros. Se asume que la luz ha viajado a la misma velocidad, pero tambin (poralgunos) se asume que al aumentar el espacio recorrido por el estiramiento de ste, la luz se enlenteceen su viaje pero adems hay variaciones de carcter local en las galaxias que modifican la factibilidad deque la constante se asuma como tal. De all nacen precisamente las discrepancias en lo que corresponde ala Edad del Universo.b) Para calcular la distancia de una galaxia se utilizan dos mtodos: uno conocido como Escala Larga (LS),en que se asume un valor de 50 para el parmetro de Hubble; el otro, llamado Escala Corta (SH) en que seasume un valor de 100 para el Parmetro de Hubble. En cada caso se utilizan diferentes indicadores.c) Aunque por convencionalismo se ha seguido utilizando el promedio de ambas escalas, en donde (H=75)para medir la edad del Universo, la nueva tendencia es favorecer la Escala Larga (H=100). La consecuenciade usar ambas escalas es tener que dar al Universo una edad promedio artificial (15 mil millones de aos). Sise acepta la Escala Corta, ste tendra 20 mil millones de aos y con la Escala Larga el Universo quedaracon una Edad de 10 mil millones de aos de edad. Nota: estos valores son vlidos para la poca bajoexamen, no as en el tercer Milenio, lo que veremos en otros captulos.Exactitud de los valores.- Para considerar valores el problema no es de gustos sino de exactitud, (aunqueeste concepto debe tomarse como relativo), dados todos los factores que inciden en el largo recorrido de losrayos luminosos antes de ser detectados y mediados en la Tierra, lo que introduce a dos problemas an noresueltos:1: Los primeros datos para el parmetro de Hubble fueron afectados por el hecho de que los observatoriosestaban - en su inmensa mayora en el Hemisferio Norte y ahora con mediciones efectuadas en el HemisferioSur, gracias a los nuevos observatorios all localizados se ha podido balancear la informacin recogida, dadoque en el Norte el promedio est por debajo del valor real como consecuencia de perturbaciones causadaspor el Supercmulo local, en razn de que las galaxias cercanas estn precisamente en el HemisferioGalctico Norte.2: Se refiere a la distribucin de la materia que puede ser isotrpica (se encuentra -en promedio- distribuidapor igual), o anisotrpica desigualmente en el espacio). El Principio Cosmolgico debido a Einsteinintroduce la idea de que hay isotropa en el espacio; pero el Principio Cosmolgico Perfecto introduce la

5. idea de que esa isotropa se extiende en el tiempo, (esto es que ha habido igual distribucin de materia en elpasado, en el presente y el futuro) como lo sostiene la teora de la Creacin Continua, aspecto que no se hadilucidado an adecuadamente , y a la fecha hay dos aspectos que deben tomarse como criterios apriorsticosa saber:a.- Los telescopios y los dispositivos radioastronmicos que sondean las profundidades del Universopermiten sealar que los fenmenos observados son prcticamente los mismos (al menos por trminomedio), cualesquiera que sea la direccin hacia la que se investiga en el espacio. Incluso los Quasars, esasenormes fuentes de energa localizadas en volmenes restringidos descubiertos en los ltimos aos aboganpor una isotropa espacial del Universo, ya que se encuentran en todas las regiones del espacio; pero an haydudas razonables acerca de si esa distribucin es tambin isotrpica en el tiempo. Nota: Para el tercermilenio este criterio ha variado ostensiblemente, porque hay regiones del espacio vacas y otras con grandensidad de materia. Sin embargo el concepto vacas es de materia visible,porque hay otra materia noconocida en la poca bajo estudio: la materia negra que se desconoce exactamente que es.b.- La expansin ha puesto los cmulos de galaxias aparte, por dentro de los cmulos las galaxiaspermanecen juntas e intercambian discretamente masa lo que produce cambios en la curvatura del Universo,lo que ha obligado a los cosmologistas a utilizar un modelo tomado de la hidrodinmica, con las masas delas galaxias interactuando suavemente. Nota: en los clculos en el tercer Milenio s utiliza no solo el modelotomado de la hidrodinmica, sino muchos otros.El modelo requiere establecer tan solo dos ecuaciones. Estas tienen a su vez seis elementos cuyos valores noson conocidos del todo an y se clasifican en variables y constantes:1) Valores variables: Son tres:a) La densidad media de la materia y de la energa (que se ha modificado en el proceso evolutivo universal);b) La presin (que ha ido disminuyendo con el tiempo);c) La escala (que es proporcional al radio del Universo - R - el cual, a su vez, es variable en distintas pocas(que tiene el problema sealado anteriormente).2) Valores Constantes: Hay dos valores constantes que son la curvatura del espacio y la ConstanteCosmolgica. A su vez, se debe agregar la Constante de Hubble; que ha sufrido muchas modificacionesconforme se afinan los mtodos observacionales (la Constante de Hubble introduce el factor de variacin enla distancia debido a la expansin, y se mide en kilmetros por segundo por kiloparsec).Nota: un parsec es la medida de la distancia entre dos objetos astronmicos ubicados a una distancia de unaunidad astronmica. La unidad astronmica es la distancia a la cual que se observa (subtiende) un objetomedido desde la Tierra distante un arco de segundo. El parsec (3,0857 1016 m.) equivale a 30.842.208millones de kilmetros. El kiloparsec es esa misma unidad multiplicada por 1.000.Discusin sobre la Constante de Hubble.- El recproco de la constante de Hubble da la dimensin del tiempoy mide la edad del Universo en un sitio dado, pero tiene como factor distorsionante la disminucin de lavelocidad de la recesin, debida a su vez, a la disminucin de la velocidad de expansin del Universo. Hoyda la presin es despreciable pero en el Universo inicial fue significativa y si el presente estado deexpansin es seguido por uno de contraccin, la presin aumentar.Necesariamente la constante de la curvatura tiene el valor de (+1) para la curvatura positiva (+); o paracurvatura (0) y ( - 1) para curvatura negativa ( - ).Nota: La constante cosmolgica no aparece en las ecuaciones de Einstein en 1915 pero es incorporada en1917, con el inconveniente de introducir una fuerza de atraccin si la curvatura es negativa o repulsiva si espositiva. En 1929, Hubble anuncia la expansin y postula la constante para demostrar que el Universo tenauna edad mayor que la de la Tierra; pero en 1950 se elimina la utilizacin de sta constante cuando aparecila nueva escala de distancias de las galaxias debida a los trabajos de los astrnomos norteamericanos Baadey Sandage.En razn de que la teora evolucionista postula que el factor R (Radio del Universo) cambia con el tiempodebido a la expansin, permite estipular dos clases de soluciones posibles, que pueden ser:a) Comienzo del Universo con el B.B. y con la escala en el pasado en factor 0b) Comienzo del Universo con B.B. pero el Universo comienza con un tamao determinado, a escala en

6. factor 1, 2, 3, etc.Precisamente la primera clase de soluciones es la que ms trabajan los cosmologistas evolucionistas. Elsegundo grupo no se considera interesante - por estas fechas porque requiere suponer condiciones especialespara explicar el inicio del comienzo del Universo, (Very Early Universe) la radiacin de fondo, la formacinde galaxias y la distribucin de los Quasars)Nota: Recurdese que este modelo bajo examen es un modelo de Early Universo (Universo temprano) ,no deVery Early Universe (Universo muy temprano o Universo Transpliankiano) lo que comienza a trabajarsemucho tiempo despus, porque supone la ruptura del Muro de Plank,asi como cifras especulativos.Tres Posibles Universos.- En las cosmologas Standard del B.B. (preferidas por la ciencia convencional -como es el caso de este modelo - ) hay, a su vez, tres posibilidades para predecir el desarrollo y el futuro delUniverso segn sean los valores que se asigne a la constante cosmolgica. Esta cifra se conoce como ValorCritico .Valor Crtico: Conlleva por s mismo, estas consecuencias: Si la constante es negativa ( - ) hay una fuerzaadicional que desacelera la expansin y si es positiva (+) y si es menor que el valor crtico, la repulsinresiste la desaceleracin creada por la gravedad.El Valor Crtico originalmente sugerido por Einstein en su modelo de Universo es justamente uno que hagaun balance entre la atraccin gravitatoria cuando las galaxias estn en sus respectivas distancias (en el casodel Universo esttico). Por lo tanto el Valor Crtico determina tres posibles Universos:Universo X: Un Universo oscilante que comienza a expandirse rpidamente al tiempo cero, pero luego laexpansin retarda, detiene y reversa el proceso. El Universo va hacia atrs hacia el estado en el cualoriginalmente explot. Una causa de la desaceleracin sera la atraccin mutua gravitacional de la materia enel Universo. Pero sta es nicamente una causa, si la constante cosmolgica es cero (0). Sin embargo, si laconstante es negativa ( - ) hay una fuerza adicional que desacelera la expansin y si es positiva (+) y si esmenor que el valor crtico, la repulsin resiste la desaceleracin creada por la gravedad.Universo Y. Si la constante cosmolgica es cero (0) y la atraccin gravitacional continua para reducir lacantidad de expansin pero no es suficientemente fuerte para rebasarla, el Universo se expandir parasiempre, pero a una tasa constante.Universo Z. Si la constante cosmolgica es positiva (+) y mayor que el valor crtico, la expansin seacelerar y el Universo se expandir para siempre.Constantes Universales.- La posibilidad matemtica que permite postular un Universo que terminacontrayndose, se estabiliza o se expande, depende -intrnsecamente- del Valor de las ConstantesUniversales.Estas son la velocidad de la luz [c] y la Constante de Gravitacin [G]. Si las futuras investigaciones varanestas constantes, ser necesario un replanteo total del conocimiento del Universo.Por el momento se asume, sin discusiones el valor de "c" como si fueran 300.000 Km. por segundo (datoaproximado) Respecto al valor de "q" est determinado por la densidad media Universal. Los clculos debentomar en cuenta, lgicamente que: si la constante cosmolgica es cero (0) el Universo es cerrado y oscilante;si el Universo es abierto y se expande para siempre ello depender de si la Densidad Media Universal de lamateria excede el valor crtico (que es una funcin de la presente modalidad de expansin (Constante deHubble).En 1932, Hubble report que esta Constante era de 530 kilmetros por segundo por megaparsec peroalgunos aos despus los astrnomos han ido sucesivamente bajando este valor. Qu significa estaobservacin comparada con la densidad media de la materia en el Universo?. Una manera de estimarlo escomparando la cantidad de luz recibida de todas las galaxias en el volumen determinado de espacio con elpromedio de relacin de la masa con la luminosidad (determinado de las observaciones de las galaxiasindividuales). Este promedio da alrededor de 12% de la densidad crtica.Si por el contrario se tiene una relacin masa - luz (suponiendo que las galaxias contengan suficiente masapara mantener los supercmulos de galaxias sin desintegrarse), la densidad observada aumenta el 25 % delvalor crtico. El factor que resta entre estas cantidades estimadas sugiere que la presencia de materia que noes visible en el presente es la formada de estrellas muy dbiles, de agujeros negros, de gas de halos en lasgalaxias, y por el plasma en el espacio intergalctico. Esta situacin se conoce como "dficit de masa". Nota:

7. En la actualidad el dficit de masa se atribuye a la presencia de materia negra, detalle que se ver en otroscaptulos.Dficit de Masa.- Para explicar el problema de dficit de masa que juega un papel muy importante en losclculos en los cmulos de galaxias se cuenta bsicamente con tres opciones cientficas. Estas son, segn elestado actual de conocimientos astrofsicos:a) El cmulo est en explosin, no ligado gravitacionalmente,b) Es adems de la masa de las galaxias un sustrato de masa en el cmulo no observable directamente, yc) Las galaxias del cmulo tienen masas mucho mayores de lo que hasta ahora se ha pensado,(probablemente en forma de halos masivos de estrellas poco luminosas o de neutrinos).De hecho, se ha encontrado que el problema de la masa faltante existe en casi todos los grupos y cmulosde galaxias, y que la magnitud del dficit crece al crecer el tamao del cmulo. El problema de ladeterminacin de la masa de las galaxias y, ms an, el de la determinacin de la masa de los cmulosgigantes de las galaxias y de los supercmulos de galaxias, tiene un efecto considerable sobre el problemadel destino del Universo. Es necesario estimar que el resto de la masa perdida requiere que la diferenciasea el gas caliente intergalctico que al parecer algunos astrnomos consideran es la fuente de radiacinaceptada como fondo isotrpico en el Universo.Ecuaciones.- En anexo al final de la obra se presenta una versin muy condensada de cules son lasoperaciones matemticas que permiten combinar todos los factores mencionadosConclusiones.- Para sacar conclusiones con base en este modelo es til conocer otros valores reportados afinales de la dcada de los setenta que permiten conocer cmo varan los valores con los que trabajan loscosmlogos para predecir el origen y el destino del Universo. Nota: a modo de ejemplo, pueden considerarseestos datos empricos,advirtiendo que obviamente se dan cambios de manera constante:1978: El Universo se ha reconocido como ms antiguo y de mayor dimensin por los trabajos delastrnomo norteamericano Sandage (Observatorio Hale) quien despus de un largo y cuidadoso estudio haconcluido que la constante de Hubble, es de alrededor de 5.3 a 4.2. kilmetros por segundo por megaparsec,lo que implicara que el Universo tendra alrededor de 19.4 millones de aos.1978: El objeto con mayor corrimiento al rojo identificado a principios de la dcada de los ochenta es elquasar QQ 172 descubierto por los radioastrnomos de la Universidad de Ohio, que est recediendo a unavelocidad que es cercana al 91% de la velocidad de la luz. La distancia de ese quasar utilizando la constanteSandage - Hubble, segn la rotacin inglesa de considerar como "billn" al milln de millones: seraalrededor de 5.4 billones de parsec (017.6 billones de aos luz, rotacin inglesa). (Esto es que la luz delquasar QQ 172 ha estado viajando en el Universo casi desde la creacin del mismo). El valor crtico de ladensidad de la constante de Hubble para finales de la dcada de los setenta se determina en S x 10.-30gramos por centmetro cbico. A finales de 1979.1979: Murray y otros astrnomos (Universidad de Harvard) han reportado a finales de los setenta,evidencias de emisiones de rayos X de supercmulos de galaxias lo que implica de 5 a 10 veces la cantidadde masa presente en la fraccin significante de la masa perdida.1979: Los astrnomos norteamericanos Selden y Peebles (Universidad de Princeton) emplearon un nuevomtodo para estimar el porcentaje de densidad asociada con las galaxias y encontraron que la distribucin delas galaxias muestran un valor preliminar que equivale al 70% de la densidad crtica. Este valor de ladensidad crtica (cuando los elementos luminosos fueron formados por nucleosntesis), en las primerasetapas del Universo pueden ser inferidos tomando en consideracin la abundancia de deuterio interestelar.Dado que el deuterio se destruye en las estrellas, la nica fuente razonable que explica la actual presencia dedeuterio, es su formacin en las etapas iniciales del Universo, a escasos minutos despus de que estecomenz.1979: El astrnomo norteamericano Tinsley (Universidad de Yale) ha evaluado la caracterstica de posiblesUniversos consistentes con los datos obtenidos y con las posibilidades de existencia de estos Universos, si seasume que la constante cosmolgica es cero 0) o si se asume que no es cero (0). Efectuados los clculos, losresultados obtenidos indican que si la constante cosmolgica es cero (0), la densidad estimada esfuertemente favorable hacia la prediccin de un Universo abierto, que se expandir para siempre. Si por elcontrario la constante cosmolgica no es cero (0), permite concluir que esto lleva a un Universo que puedeser abierto o cerrado, esto es infinito o finito y que puede por lo tanto expandirse para siempre o colapsarse.

8. Nota: A partir de ahora prescindiremos de la presentacin de otros modelos de manera tan detallada, porquela aparicin de publicaciones crece de manera exponencial y los astrnomos suelen ser de imaginacindesbordada. Sin embargo presentaremos algunos modificaciones a conocimientos ,lo que ha incide en laelaboracin de modelos..- CRTICAS A LA COSMOLOGA DE LA POCAPasada la refriega intelectual entre postulantes de las teoras rivales ahora los cosmlogos deben enfrentarsea otras crticas que abarcan muchas facetas. Las principales se suelen centrar en seis o siete reas muysensibles que se han ido resolviendo poco a poco, pero que van dejando muchas dudas en el camino. Ascomo en los primeros momentos de la historia de la humanidad, las creencias populares reflejan eldesconocimiento en reas empricas; resulta que an hoy, se suele arrastrar mucha ignorancia en la forma depensar acerca de materias abstractas como las que manejan la astronoma y la cosmologa, lo que sueleconvertirse en un lastre para una comprensin del pblico general hacia los avances en este campo.Un tipo de crtica de problemas es intrnseco a la estructura y funcionamiento de nuestra mente; alaprisionamiento de nuestro intelecto y a las limitaciones fsico - sensoriales que deben trasegar, interpretar yextrapolar datos e informacin muy variada y compleja para dar explicaciones an ms complejas, pues conlas limitaciones del lenguaje a veces solo es posible crear como caricaturas de lo que se trata de explicar.De all que al lector lego que trate de correr la aventura de incursionar en ese campo le parecer que estsubido en la Torre de Babel -o si se desea la versin modernista viajando con Alicia en el Pas de lasMaravillas del escritor Alexis Carroll- junto a la sonrisa del gato de Cheshire, celebrsimo ejemplosacado a colacin por los cosmlogos cuando desean explicar algo difcil en sencillo, pero siempre con baseen analogas enigmticas. A este tipo de crtica no se le puede enfrentar con xito hasta tanto no sepopularicen nuevas metodologas de transmisin del conocimiento.Un segundo tipo de crtica se fundamenta en el arrastre mental de conceptos que se toman como absolutos yla razn se niega a aceptar los sustitutos y las variaciones, cuando los primeros estn arraigados en la culturacolectiva y en el subconsciente personal. Y es lgico que el ser humano se aferre a aquello que habiendoentendido pasa a ser parte de su seguridad y que cuando ste concepto se le derriba; junto a l cae suseguridad y tender por tanto a rechazar el nuevo concepto ms por razones psicolgicas que cientficas.Quiz esta situacin envuelve la forma misma en que los cientficos de la cosmologa suelen dar a conocersus modelos abstractos, tratando de usar smiles de aspectos conocidos no solo para facilitar su comprensin,sino para minimizar el riesgo de los rechazos por el miedo al derrumbe de parmetros de seguridadpsicolgica.Precisamente el ingeniero espaol Jos Pirrone en su obra La Estructura del Universo dedica partesubstancial de su contenido a glosar los problemas tanto semnticos, geomtricos, lgicos y psicolgicos queplantea la utilizacin que califica de muy liberal de ciertos conceptos por parte de los cosmlogos. Unasimple mencin de estos se resume en estos ejemplos:a) Confusin en las representaciones geomtricas (mal uso del concepto hiprbole, por ejemplo)b) Negativa a utilizar la geometra euclidiana y preferir el uso de una geometra multidimensional quecalifica de eleusina (esto es apta solo para iniciados en los grandes secretos).c) Confusin en el uso indistinto de los trminos rayo de luz y haz de luz (para referirse a la atraccin desta, por parte de cuerpos masivos).d) Exageracin al sealarse que toda luz de masa proyectada por un cuerpo esfrico es desviada hacia elinfinito cuando pasa cerca de un cuerpo masivo.e) Afirmacin absoluta de la tesis de la expansin como un dogma irrefutable.f) Utilizacin liberal del concepto funcin de onda en la lnea de la Escuela de Copenhague parareferirse al comportamiento de las partculas atmicas.g) Aceptacin de la teora de los quarks.Desde otra perspectiva el filsofo de la ciencia, el italiano Evandro Agazzi asegura que en la actualidad elestado de formulacin de teoras fsicas (se refiere especficamente a las formuladas con base en el

9. relativismo y la cuntica), se encuentran en una etapa de gran atraso, justamente por la carencia de laaxiomatizacin, que si exista en la fsica clsica.En consecuencia: no basta acudir a la lgica comn para entender el lenguaje cosmolgico -no por ser unlenguaje especializado como podran serlos los tecnicismos usuales en la medicina, la microbiologa, elderecho y la economa - para designar rganos, procesos, actos y predicciones, porque lo que separa al legode estas formas especializadas de expresin son palabras nicamente y haciendo el esfuerzo de aprenderlasentender la concatenacin de procesos. Tratndose de cosmologa hay una barrera profunda para que ellego pueda trasegar con conceptos abstractos relativistas y cunticos contrarios a las ideas asequibles de lafsica clsica lo que hace muy ardua -sino imposible- su visualizacin mental para comprenderlos.Sin embargo todos estos conceptos - que no son fcilmente entendibles - constituyen justamente la materiacon que se ha de construir la nueva cosmologa ahora y en las dcadas siguientes con lo cual el panorama secomplicar an ms, para aclararse en los prximos veinte o treinta aos (segn clculos muy optimistas dealgunos cosmologistas); o bien para enmaraarse conforme se van descifrando algunos enigmas (comopiensan con pesimismo otros cosmologistas).Estado del Conocimiento.- Durante la dcada de los setenta el conocimiento astronmico muestra unmarcado ascenso en varias ramas: una es el afianzamiento de la cosmologa del B.B.; otro es el crecimientoimpresionante de la astronutica y los viajes espaciales de norteamericanos y soviticos y un tercer elementoes la proliferacin con bastante libertad -no sujeta al conocimiento academicista ms conservador- de ideascientficas relativas a los primeros momentos del B.B., con base en extrapolaciones matemticas de lasteoras relativistas y cunticas. Estos tres elementos impactan positivamente a la cosmologa que toma granauge y comienzan a destacarse ciertos investigadores originales.Justamente el historiador francs, catedrtico de la Universidad de Nanterre, Renee Tatton afirma respecto alprogreso cientfico:1.- Su sentido general est a menudo encubierto por perodos de relativo estancamiento, incluso de aparenteretroceso; en otros, por el contrario, el progreso parece acelerarse, provocando la renovacin de vastosmbitos cientficos o mostrando las relaciones existentes entre diversos sectores del conocimiento. Eldescubrimiento cientfico se presenta de hecho desde aspectos muy diversos, que dependen del dominio enque se realiza (matemtico, terico o experimental), del temperamento, formacin y saber de su autor y,finalmente, de las circunstancias ms o menos favorables en que se desarrolla.2.- La realizacin de un descubrimiento cientfico presupone la posesin por parte de su autor de innegablescualidades de mtodo cientfico y de intuicin; es decir, de un genio muy particular, necesario para laelaboracin de grandes sntesis o de teoras audaces. Por otra parte, todo descubrimiento de ciertaenvergadura se enfrenta con resistencias a veces muy vivas; para emprender la lucha necesaria contra larutina y los prejuicios, el sabio debe mostrar gran audacia intelectual.3.- Pero aunque en este combate se encuentre en ciertos momentos algo aislado, no por ello deja de serheredero de sus predecesores y de sus contemporneos. En efecto, la ciencia de una poca es el resultado delas aportaciones sucesivas de numerosas generaciones de investigadores, tanto de los genios como de lososcuros servidores de la ciencia. En su presentacin, en sus objetivos, en sus aplicaciones, esta cienciarefleja las preocupaciones de la civilizacin del momento..-AVANCES TERICOS EN LA COSMOLOGAEn el perodo examinado destacan cuatro esfuerzos tericos:a) La bsqueda de una teora del Todo, (Theory of Everything) ,que desemboca en la Teoras de Cuerdas yluego en la de Supercuerdas o Cordones Csmicos.b) La clarificacin del papel de la Segunda Ley de la Termodinmica en lo que respecta a la Entropa y laInformacin.c) El lanzamiento de la idea de la creacin a partir de la nada;d) El postulado de la inflacin como un mecanismo probable que permite manejar mejor algunasincongruencias del modelo estndar B.B.e) En el campo de los avances tecnolgicos, aunque el rea de la tecnologa observacional muestra hechosde gran espectacularidad, que han ido ampliando cada vez ms la llamada ventana csmica por la ndole

10. de esta obra nos limitaremos a hacer una brevsima secuencia histrica que nos permita conocer como sedesarroll este campo.Aunque la seleccin es arbitraria pues en poco espacio no es posible presentar ms que unas pinceladas decada tema; al menos, al final de su lectura, es posible comprender cules eran las principales inquietudes eneste perodo que ocupan la mente de los cosmlogos en su camino de bsqueda de la verdad. Es precisosealar que estos cuatro aspectos tericos se desarrollan durante la poca en estudio de manera concatenada,aunque su origen es diferente, y es que en la bsqueda de una explicacin cientfica para la hiptesis delinicio del Universo, los fsicos ensayan varios acercamientos, algunos de avance lento y otros biencaracterizados por la fugacidad de su presencia. En el caso de los cuatro ejemplos seleccionadosarbitrariamente se mantienen vigentes an al cierre de esta obra.A.- EN BUSCA DE TOE.- La unificacin de las cuatro fuerzas conocidas en la Naturaleza: (fuerzaelectromagntica, fuerza gravitatoria, fuerza nuclear fuerte, fuerza nuclear dbil) es una labor que obsesionaa muchos cosmlogos, entre ellos el fsico ingls Stephen W. Hawking, quien, a pesar de su enfermedaddegenerativa - Esclerosis Amiotrfica - que lo tiene casi totalmente paralizado - quiere completar un sueo.Su meta es unificar en un slo cuerpo de conocimiento las dos grandes teoras de la fsica del siglo XX: laRelatividad y la Mecnica Cuntica, porque cree en la unidad de las leyes que gobiernan el Universo, en lasescalas ms pequeas y las ms grandes ya que los fsicos estn buscando una teora unificada de las fuerzasde la naturaleza y han encontrado que la historia y el destino del Universo estn escritos en cada tomo.El Universo est aqu y ahora, en los propios tomos que componen cada una de las letras de esta pgina. Sise toma esta A y se ampla un milln de veces, se puede ver las molculas de la tinta con que est hecha.Si se magnifica mil millones de veces ms, es posible ver los tomos de las molculas que la componen. Sise selecciona un tomo y se le amplia diez mil veces, ya se est dentro del ncleo, y el ncleo se puededividir en partculas y as sucesivamente.Tales percepciones profundas - un tiempo propias de poetas y filsofos - ahora son objeto de investigacinde la fsica, que entre todas las ciencias es de las ms bsicas, puesto que estudia las leyes fundamentales delmovimiento de la materia. Y materia no es slo esa visin intuitiva del cuerpo en masa, sino todo aquelloque existe fuera de la conciencia. Las llamadas teoras unificadas tratan de llevar a cabo una comprensincientfica de cmo la naturaleza funciona, desde lo infinitesimal a lo supergalctico. Estas teoras seexpresan en ecuaciones matemticas e implican que todas las fuerzas conocidas en la naturaleza sonmanifestaciones de una interaccin bsica y que en un tiempo muy lejano formaban parte de una fuerza o deun proceso universal nico.En esa indagacin se ha empeado el cosmlogo ingls Stephen W. Hawking, pionero de la teora de losagujeros negros y de la teora del Universo salido de la nada y quien adems tiene el mrito de conciliar laTeora de la Relatividad de Einstein con el Principio de Incertidumbre de Heisenberg, elemento clave de laMecnica Cuntica en busca de la cuantificacin de la gravedad.El reto de Hawking -quien empieza a adquirir notoriedad en los sesenta- es terminar su teora. Pero, comoseala la revista Newsweek en el artculo Master of Universe: El no puede hablar, no se puede mover, secomunica a travs de un sistema de computadora que tiene en su memoria unas 2.600 palabras. Con susdedos (lo nico que puede medio accionar) presiona los controles de la mquina y esta transforma losimpulsos en lenguaje, como una paradoja ms de las tantas que tiene la fsica, pero con su poderosa eintacta mente las nuevas fronteras de la fsica estn dentro de ese cuerpo enfermo.Por muy loable que sea la labor de Hawking y lamentable su estado de salud, el conocimiento seguirproducindose por el concurso de otras mentes. No es la primera vez que el hombre trata de encontrar unafrmula totalizadora (actualmente llamada TOE - Theory of Everything - ) que permita descifrar elUniverso.Esta pretensin ha conocido varios intentos previos. A juicio de los cosmlogos ingleses Paul Davies y

11. Julian Brown la historia registra entre otros los siguientes intentos pasados y actuales:1.- Los planteamientos de Leucipo y Demcrito: que en una lectura moderna dice, El mundo consistenicamente de tomos. Hay diferentes tipos pero todos son elementales en el sentido de ser impenetrables eindestructibles; sin partes internas; son muy pequeos para ser observados directamente y por estar en unestado de movimiento continuo en la materia; el choque entre tomos causa que se peguen unos a otros,causando la impresin de continuidad de la materia y cualquier cambio en el mundo fsico debe ser atribuidoal reordenamiento de estos.2.- La Idea de Laplace: En su poca invent lo que l denomin un demonio calculador que tendra estascaractersticas: Un (ser) inteligente, conocedor de cualquier instante dado en el tiempo, con todas lasfuerzas actuantes en la naturaleza, as como en las posiciones momentneas de todas aquellas cosas queconforman el Universo, con la capacidad de comprender el momento de los objetos del macrocosmos y delos elementos del microcosmos, todo en una sola frmula, provisto de suficiente poder para sujetar toda lainformacin al anlisis sin dejar nada en la incertidumbre y con ambos -pasado y futuro- siempre presentesante sus ojos.3.- La Pretensin de Kelvin: En su discurso de cierre ante la Asociacin Britnica para conocer el estado deavance de la ciencia a finales de 1900 expres: Nada nuevo queda por descubrir a la fsica ahora. Todo loque queda es hacer ms exacta a la fsica ahora. Todo lo que queda es hacer ms y ms precisas lasmediciones.4.-Teora Fundamental de Eddington: En 1923, pblicamente Eddington dijo: He encontrado la TeoraFundamental. (Se trataba de una curiosa relacin numrica que sigui siendo trabajada hasta 1946, ao enque ocurri su deceso).5.-Teora del Campo Unificado: Durante los aos treinta y hasta su muerte, Einstein los pas buscando laTeora del Campo Unificado, basado en una descripcin geomtrica de la Naturaleza para tratar de encontrarla forma en que la masa afecta el espacio - tiempo.Por cierto que tratando de encontrar soluciones a su teora de campo se han postulado derivaciones dediversa ndole algunas debidas a Einstein, las otras a diferentes fsicos: entre ellas se encuentran lasdeflecciones de la luz al pasar por un campo masivo, la existencia de estrellas de neutrones, agujeros negros,comportamientos extraos de la materia en condiciones lmite, e incluso agujeros blancos y hastamquinas de tiempo, y todas estas derivaciones, son presentadas no en la geometra clsica sino enespacios de varias dimensiones. Esta abri nuevos campos de investigacin para ubicar la busca de launificacin.6.-Teora de Cuerdas (tambin conocida como de fibras csmicas) : Este es el intento actual cuyo inicio seremonta a finales de los 60, como una idea de Gabrielle Veneziano, quien al tratar de explicar algunosproblemas de resonancia de partculas subatmicas propuso un modelo ad hoc, como un simpleprocedimiento matemtico y que result la descripcin cuntica del movimiento propio de una cuerda(mientras antes las explicaciones se daban en trminos de partculas). Este modelo result ser exitoso paradescribir problemas de subpartculas conocidas como hadrones.7.-Teoria de Supercuerdas .En 1970 los fsicos John Scharz y Andr Neveau proponen una segunda teora decuerdas para describir el comportamiento de otras subpartculas llamadas fermiones. Luego de muchasvicisitudes a finales de los aos sesenta - la teora - ahora conocida como Teora de Supercuerdas buscaconvertirse en la Teora del Todo (TOE, en ingls), gracias a los refuerzos tericos provenientes deWeinberg, Salam, Witten, Glashow, Higgs, Hawkings y otros. A juicio de Davies y Brown: En los ltimosaos esta sorprendente teora que ha capturado la imaginacin de los fsicos promete proveer la unificacinde todas las fuerzas, todas las partculas fundamentales de la materia, el espacio y el tiempo - en pocaspalabras - una Teora de Todo. Lo relevante de la teora seala que el Cosmos est hecho nada ms que depequeas cuerdas, puede parecer absurdo, pero el fundamento matemtico es fuertemente consistente con elmundo real.B.- ENTROPIA E INFORMACION.- El proceso trmico conocido como Ciclo de Carnot que el ingenierofrancs Carnot plantea, en 1824 ,da paso posteriormente al Teorema de Rudolf Clausius ( tambin conocidocomo Segunda ley ) en 1850 y luego ambos son retomados por el fsico austriaco Boltzmann ( 1844-1906 )quien establece la Constante que lleva su nombre relacionando la Temperatura Absoluta y la Energa ,yjuntos se constituyen en las bases de la Ciencia de la Termodinmica actual. Estos planeamientos sonfundamentales para conocer el futuro del Universo, porque estn ntimamente relacionados con la forma enque operan las cuatro fuerzas bsicas. El enunciado de Entropa seala: La entropa puede definirse como la

12. ausencia de desequilibrio, cuando tal desequilibrio o energa disponible, desaparece, la entropa aumenta.Entonces es posible afirmar que la entropa en un sistema cerrado tiene la tendencia a aumentar. Pero si sedesea ser preciso para incluir casos excepcionales en que la entropa permanece igual se puede sealar que laentropa de un sistema cerrado nunca decrece".Cuatro Fuerzas.- Los fsicos cuentan cuatro fuerzas distintas en la naturaleza que operan en el proceso deformacin del Universo:fuerza gravitatoria, que une a planetas, estrellas, galaxiasfuerza electromagntica, que une tomos y molculasfuerza nuclear fuerte ,que que une los ncleos de los tomosfuerza nuclear dbil, que en esta poca es menos conocida.Las tres primeras estn en condiciones de engendrar estructuras estables y el principio de la unin essiempre el mismo. Asociando los elementos, la fuerza transforma en energa una parte de su masa. Estaenerga, llamada de unin, es arrojada al espacio, generalmente en forma de protones, el sistema asconstituido es menos masivo que la suma de los elementos iniciales. Es tambin, por lo general, mscomplejo; se sita en un peldao ms elevado de la pirmide de la organizacin de la materia que va de losimple a lo macro conocido. Los fotones transportan consigo la entropa que deben pagar por esta fase deorganizacin.De este modo, las tres fuerzas mencionadas ms arriba desempean un triple papel en el crecimiento de lacomplejidad y son responsables de las asociaciones de partculas y cimientan las estructuras organizadas dela materia (ncleos, tomos, molculas, clulas, organismos, y tambin planetas, estrellas, galaxias).Los vnculos creados transforman la materia maciza en fotones luminosos. Estos fotones son portadores deenerga utilizable para los intercambios y la concepcin de sistemas todava ms complejos. Llevan tambinla entropa que se desprende para acompaar el aumento de la complejidad. Dondequiera que se observa laentropa en un sistema que decrece, puede concluirse que ese sistema debe ser parte de otro sistema mayordado que un incremento en la entropa es un aumento en la cantidad de tiempo.La segunda ley permiti a Arthur Eddington llamar a la entropa una flecha del tiempo en el mundosubatmico, puesto que la segunda ley de la termodinmica permite deducir que hubo menos entropa en elpasado y habr ms en el futuro. Sin embargo a juicio de Davies este concepto debe verse con cuidadoporque: la luz del aumento de la entropa no es de carcter fundamental ( o cosmolgica, esto es debido alorigen del Universo ) sino estadstica; y, en apoyo de su tesis utiliza las palabras del fsico John Wheeler:Preguntad a una molcula que piensa respecto a la segunda ley de la termodinmica y se reir de lapregunta..., lo que en otras palabras significa que una molcula no sabe distinguir entre dos direcciones deltiempo.La deteccin de esta caracterstica intrnseca a la materia fue lo que precisamente permiti al fsiconorteamericano Richard Feyman, alumno de Wheeler, recibir en 1949 el premio Nobel en Fsica, gracias asu observacin del comportamiento de las partculas, sugiriendo que - en ciertos casos la reversin en laflecha del tiempo se observa en el mundo subatmico. Pero Davies concluye que: "el hecho que en el mundosubatmico la reversin de la flecha del tiempo se presente; no aplica al macrocosmos".Papel Crtico de la Temperatura.- El cosmlogo y fsico de partculas francs Hubert Reeves correlacionaentropa con informacin y el papel de la temperatura para sealar la cadena de acontecimientosinterrelacionados entre s que permiten una hilacin de continuidad entre el pasado en el comienzo delUniverso y su transformacin en Vida en la Tierra. Las estructuras escalonadas en la pirmide de lacomplejidad deben su cohesin a la existencia de fuerzas de la naturaleza.Pero, para crear la variedad y la diversidad, la accin de estas fuerzas debe ejercerse en condiciones dedesequilibrio. Estos equilibrios provienen del hecho de que el Universo, hoy, est en un estado desobrefusin con respecto a las grandes fuerzas estructurantes. Podra decirse que la fuente de la informacincsmica reside en el hecho de que la materia, aunque sometida a las fuerzas naturales, slo muyparcialmente ha sucumbido a ellas. A lo largo de las eras sucumbe progresivamente pero con considerables

13. retrasos. En vez de reducirse, estos retrasos aumentan con el tiempo. Con ellos se alejan indefinidamente losestados de estabilidad mxima .Al margen del contexto de equilibrio, los resultados de los acontecimientosde la naturaleza son parcialmente imprevisibles, por lo que, Reeves seala que : De ah nace lo indito delpresente .La propuesta que formula Reeves se fundamenta en estas conclusiones:a) Por causa de la temperatura extremadamente elevada de los primeros tiempos del Universo, lasinteracciones nucleares en el "pur csmico" son ultrarrpidas. Se forman ncleos que se disocian enseguida, en la esterilidad del equilibrio. La temperatura afecta profundamente el curso de las reacciones decaptura y disociacin. Las duraciones de tales reacciones se alargan cuando el pur se enfra. Hacia el primerminuto, cuando la temperatura desciende por debajo de los mil millones de grados, algunos ncleos estn encondiciones de resistir el calor. Ncleos de helio van a perdurar por primera vez en el Universo. Esteacontecimiento, llamado nucleosntesis primordial, produce como resultado la transmutacin deaproximadamente, una cuarta parte de la materia csmica en helio. El resto permanece en estado de protonesy, ms tarde, se convertir en el hidrgeno universal.b) A temperaturas ms elevadas, los nucleones son libres, como las molculas de agua de un lquido. Pordebajo de estas temperaturas, la fuerza nuclear los fija juntos. De ah la pregunta: Porqu la fuerza nuclearno transform todo el pur csmico original en cuanto la temperatura permiti la congelacin de lamateria en ncleos atmicos?... Si la expansin del Universo hubiera sido ms lenta, la materia csmica sehabra transmutado por completo en ncleos de hierro, porque en los hornos estelares, la transmutacin delhidrgeno en hierro exige perodos muy largos. Aqu, en el mejor de los casos, se tienen unos minutos. Noes sorprendente que la obra permanezca inconclusa, que la fuerza nuclear no agote sus posibilidades.c) El hidrgeno, respetado por el estado de desequilibrio nuclear, se convertir en el principal carburante delas estrellas. Les asegurar las largas duraciones indispensables para que emergiera la vida. En un Universode hierro, las duraciones de las estrellas se cifraran en millones ms que en miles de millones de aos. Laelaboracin de las molculas gigantes se vera doblemente comprometida. Primero por la ausencia detomos de hidrgeno, de carbono, de nitrgeno y de oxgeno. Y an suponiendo que una pequea cantidadde esos tomos se hubiera salvado, esta gestacin se vera todava dificultada por la duracin, excesivamentecorta, de las estrellas nodrizas. El Universo sera muy distinto y la humanidad, sin duda alguna, nunca habraaparecido.d) Las fuerzas nucleares despliegan sus efectos en distancias extraordinariamente pequeas que no superanlas dimensiones de los ncleos atmicos (10-13 cm). La fuerza electromagntica extiende su influencia a laestructura de las molculas gigantes. El alcance de la fuerza de la gravedad parece sin lmites y acta en dosniveles: Interviene sobre la materia csmica en su conjunto. Esta accin se manifiesta en el vastomovimiento de expansin del Universo. Interviene tambin de modo ms local, en las capas de materiadispersa que rene para convertirlas en galaxias y estrellas. Nada puede neutralizar el efecto de la gravedad aescala universal. En cambio, el calor excesivamente intenso de los antiguos tiempos desalienta todo esfuerzode condensacin de materia a escala local, lo que permite concluir que termodinmicamente somos elresultado de estos procesos:UNO: etapa de formacin inicial del Universo1. Cualquier veleidad de aislamiento, de fraccionamiento, de contraccin de una parcela del pur inicial, engalaxia o estrella embrionaria, se ve inmediatamente reprimida y anulada por la accin del calor inicial. Losgrumos se reabsorben y la materia csmica recupera en seguida su textura homognea. Los limbostrmicos de los primeros tiempos del Universo paralizan la gravedad (a escala local), como paralizan lonuclear y lo electromagntico. La fuerzas estn ah, pero son incapaces de reunir, de asociar partculas paraconvertirlas en ncleos, molculas o estrellas.2. En el momento de la emisin de la irradiacin fsil, la fuerza de gravedad puede iniciar la formacin delas galaxias y las estrellas. La temperatura correspondiente - tres mil grados - desempea, para la formacinde las grandes estructuras astronmicas, un papel anlogo al de cero grados Celsius para la congelacin de lonuclear. En este perodo, electrones y protones del pur csmico se combinan y crean los primeros tomos

14. de hidrgeno. Este acontecimiento es acompaado de varios efectos cosmolgicos. Primero, la emisin de lairradiacin fsil que ha transmitido la ms vieja imagen del cosmos. Segundo, un cambio fundamental en lapropia naturaleza del pur para originar el plasma.3. Del estado de plasma en el que se encontraba antes de la captura de electrones por los protones y laformacin de los tomos neutros de hidrgeno, el pur pasa, en este perodo, al estado de gas. Enconsecuencia, el Universo en este instante se hace transparente a la irradiacin. Los fotones emitidos ya notienen prcticamente ninguna posibilidad de ser absorbidos en el futuro. De ah la posibilidad, para ellos, dellegar hasta nosotros y ser detectados por nuestros aparatos de medida.4. El calor inicial pierde prcticamente toda su potencia cuando los electrones se combinan con los protones.Su influencia niveladora se ejerca, esencialmente, gracias a la interaccin entre la luz y los electroneslibres (ahora desaparecidos), por ello, ahora las galaxias pueden condensarse. Como la fusin de los tomosy la asociacin de las molculas, la formacin de los astros requiere tiempo, mucho tiempo. De hecho, aqunos enfrentamos con uno de los problemas de la astrofsica contempornea: cmo nacen las galaxias?.DOS: etapa de formacin de galaxias:5. El fenmeno se inicia -al menos se supone- en las fluctuaciones de densidad del pur csmico (liberadoahora del impedimento trmico). A un ritmo muy lento al principio, esos granos de galaxias se condensanbajo el efecto de su propia gravedad que va creciendo con la contraccin. El mecanismo se amplifica, seacelera y acta como una bola de nieve.6. Tras la emisin de la irradiacin fsil, el Universo entra en un perodo de sobrefusin gravitacional. Y esorequiere miles de millones de aos. Como los ncleos y los tomos, las estrellas son menos masivas que lasuma de sus constituyentes aislados. La masa desprendida se emite en forma de fotones que transportan a lolejos energa y entropa. (Segn una convencin precedente, se conoce como entropa gravitacional a la quees vehiculada por los fotones estelares).7. Los cosmlogos del B.B. no pueden menos que maravillarse de la existencia del desequilibrio inicial,porque la rapidez de la expansin impidi cualquier posibilidad de alcanzar el estado de estabilidad nuclearmxima. Este desfallecimiento de la fuerza nuclear en su conservacin del estado de equilibrio dar origen ala informacin nuclear que existe hoy en el cosmos.8. El estado de entropa gravitacional mximo del Universo se alcanzara si la materia celeste existiera porcompleto en forma de agujeros negros. Las estrellas que dispersan sus fotones coloreados son resultado deuna congelacin retardada de la materia csmica. Desde la emisin de la irradiacin fsil, el pur inicial, enestado de sobrefusin gravitacional, efecta su lenta transicin hacia los estados estables llamadoscadveres estelares.9. La estrella utiliza la informacin gravitacional para contraerse y crear localmente, los gradientes detemperatura tan importantes para la vida terrestre. Cuando la temperatura central alcanza algunos millonesde grados, las reacciones nucleares toman a su cargo la emisin de energa luminosa, frenando as lacontraccin o el caldeamiento de la estrella.10. Sin la informacin nuclear, engendrada en el momento de la nucleosntesis primordial, las estrellasexistiran, pero seran de muy corta duracin. Sin la informacin gravitacional, creada cuando se emiti lairradiacin fsil, la energa nuclear sera inutilizable por falta de crisoles apropiados.Teora de la Informacin.- En 1948 el fsico y filosofo de la ciencia norteamericano Claude E. Shannon(1914- ) enuncia una teora que si bien tiene impacto en las comunicaciones, se refiere igualmente a laemisin de informacin en un sistema cerrado , as como a la posibilidad de prdida de la informacin quecircula por este sistema, debido a la entropa o desorden en que este se encuentre. En comunicacin social sesuele sealar que cuando se emite una seal esta puede ser percibida adecuada, o inadecuadamente,dependiendo del ruido o interferencia existente en el sistema.Si se traslada el concepto al Universo se entiende que la informacin emitida al inicio del Universo setransmite total o parcialmente dependiendo de la cantidad de entropa existente en el sistema. Pero se asumeque dado que el universo nace, se modifica y persiste la entropa debe ser controlada, para que no anule ointerfiera con el proceso. Esto plantea un gran problema: cmo se las arregla el Universo para mantener elsistema bajo control, pese al aumento de la entropa o desorden, esto es a la aparicin de materia mas y masevolucionada y por tanto ms compleja ?.En teora para que el Universo exista tal y como lo conocemos (aunque no lo entendamos, que es otroasunto) debi haber anulado el proceso de desorden ( entropa) por el cual ha pasado. En consecuencia ha

15. debido haber una informacin gua o madre en todo el proceso que ha tomado miles de millones de aos,que se ha conservado intacta para permitirle al Universo evolucionar hasta permitirnos a los seres humanosser capaces de estudiarlo, elaborar teoras sobre su existencia y predecir su eventual final.Este es un verdadero connundrum (enigma o misterio) para el conocimiento ,salvo que se admita que lainformacin inicial se almacena en cada una de las partes que lo integran en ese momento y que puedan-adems-transmitirse hacia el futuro-sin importar la complejidad de ese futuro y los cambios que se sucedan.A efecto de mantener el estudio de esa informacin dentro de los cnones de la ciencia y de no incluirparmetros ocultos algunos cosmlogos no atinan a plantear soluciones exactas. Por eso es que , aosposteriores surgen soluciones tales como la teora del caos o el planteamiento de que el Universo es unaHolografa, ( cada parte resume el todo) . Estas ideas implicaran que todo obedece a una ley universal quese mantiene pese a los cambios sucedidos. Sobre este tema volveremos en los captulos ,posteriores.C.- CREACION A PARTIR DE LA NADA.- El concepto nada en el habla comn, tiene variossignificados y por tal razn debe entenderse correctamente lo que se infiere de la expresin creacin de lanada (o ex - nihilo trmino latinizado de uso similar), por ejemplo:1. El Diccionario de Expresiones y Frases Latinas de Vctor - Jos Herrero acoge esta expresin: Ex -Nihilo Nihil, atribuida al poeta Lucrecio que compendia la creencia popular sensible (comprobada por lossentidos e intuida por la razn) de que - efectivamente de la nada, nada puede obtenerse; pues es obvio quela nada es lo no existente). Otra versin atribuye el concepto al filsofo de la Escuela Eletica, Meliso -compaero de Zenn y Parmnides. De todas maneras, esta expresin parece era compartida el vulgo por losgriegos. La definicin enciclopdica Larousse, respecto a nada dice: El no ser, lo que no existe.2. Desde la antigedad, el ser humano ha experimentado recelo hacia la no existencia, hacia la nada y porlo tanto hacia lo vacuo, (el vaco). Este horror al vaco, en parte explica la incesante bsqueda de laarmona, de la perfeccin visible en los esfuerzos de los filsofos pitagricos por encontrar nmeros yfiguras cerradas pero que no es privativo de los pitagricos, sino prctica cultural universal (en la que porcierto sobresalen las concepciones de los mayas primitivos en Amrica Central). Este mismo concepto esllevado a la formulacin de rbitas perfectas, lo que explica el uso del crculo y la resistencia a aceptar otrasformas imperfectas.En la antigedad, plantea el filsofo e historiador de la ciencia, F.P. Dickson: Un principio (del Universo) apartir de la nada absoluta, del Vaco, era inconcebible. En consecuencia, los cosmogonistas hubieron depostular una primordial material informe, el Caos, para llenar el Vaco, material cercano a la Nada. Como ennuestros propios tiempos ha dicho Eddington, es imposible distinguir entre la nimiedad ("sameness" eningls) indiferenciada y la no existencia. Generalmente se escogi al agua como esa base informe de lacreacin. En muchos aspectos, fue una buena eleccin; el agua, en s misma, es informe y uniforme, esesencial para la vida, y a los antiguos observadores debi de parecerles que en el mundo haba ms agua queninguna otra cosa. Pudieron visualizar la slida tierra flotando en un ocano sin lmites; ros, lagos y fuentesque demostraban que en la Tierra haba agua y, obviamente, haba agua en los cielos.A partir del agua, se supuso que la creacin ocurri mediante un proceso de diferenciacin: Los opuestosdivinos, que, juntos, no haban sido nada, pues el uno cancelaba al otro, se separaron en las aguas. Una vezseparadas, estas divinidades tuvieron poderes que podan ejercer de varios modos. Uno de stos fue una seriede parciales recombinaciones que hicieron nacer numerosas familias de dioses y diosas, en quienes pudierondelegar la construccin del mundo real en que viven los hombres. El establecimiento final del orden mundialsurge por medio de la guerra entre los dioses ancianos y los jvenes. (Bien puede ser que esta pugna celestialest basada en tradiciones raciales que se remontan a los tiempos en que los antepasados de los cosmlogossometieron a poblaciones aborgenes de las tierras en que se aposentaron, o las echaron de ellas).En la poca moderna y ya en el campo de la fsica, el horror al vaco explica la bsqueda cosmolgica deuna sustancia que llene los espacios entre los cuerpos celestes y se le ha llamado ter, extensin y ancontinuun espacio - tiempo (si se acepta la idea que este concepto einsteniano tiene un trasfondo msmetafsico que fsico).

16. Sin embargo -y en contra de esas ideas- en los aceleradores de partculas que manejan problemas departculas subatmicas es hecho conocido - y por lo tanto rutinario - que en sistemas cerrados con cargasnetas pequeas de energa, aparecen de la nada - partculas virtuales, cuya vida es brevsima y luegodesaparecen. Esas apariciones (denominadas fluctuaciones) si se trata, por ejemplo, de un par electrn -positrn tienen una duracin en el tiempo de 10-21 segundos y suelen aparecer espontneamente.Pero ahora a mediados de la dcada de los setenta la fsica cuntica plantea la creacin del Universo a partirde la nada, lo cual, desde el punto de vista cientfico acarrea problemas, por cuanto significa dejar de lado elsacrosanto principio de la conservacin de la materia. En efecto cuando el fsico Edward P. Tryon, de laUniversidad de Nueva York postula en 1973, como de la nada se origina toda la materia del Universo, enrealidad lo que hace es extrapolar un fenmeno subatmico a lo macro y nada menos que a la aparicin delUniverso.Ahora bien, en los casos de choques de partculas de signo contrario aparecidas de la nada, como resultadode las fluctuaciones cunticas, los fsicos atomistas recalcan que la consecuencia es la produccin deenerga pura. Si en el estado actual de los medios que de que se dispone en fsica, es imposible conservarla materia negativa, es decir el antiprotn, el antineutrn, el antielectrn y as por el estilo, ya que estos seanulan transformndose en energa pura en el choque con la partcula opuesta, significa acaso todo estoque su corporeidad deja de existir y desaparece en la nada inmediatamente despus de habersetransformado en energa?. La energa pura es ella tambin una entidad. Entonces cmo puede actuar yproducir fuerza si se la define inmaterial o si se supone que se anula despus de haberse manifestado y dehaber producido un fenmeno de fuerza, de calor o de impulso?.No es fcil suponer o imaginar que algo pueda aniquilarse ni siquiera sufriendo un violento cambio deestado. Pero el cientfico no opera sino con base en datos de hecho surgidos de sus escrupulosasindagaciones de clculo u de laboratorio: si la partcula de materia o de antimateria, el electrn y el positrn,argumenta, chocan y a causa del choque pierden sus masas emitiendo dos rayos gamma de energa pura, esdecir sin masa, esto significa que la masa ha desaparecido, se ha aniquilado. Esto es lgica cojeante, perolgica al fin y al cabo de manera distinta opera el pensador. Sus armas no son el acelerador de partculas o laprobeta, sino la intuicin, la abstraccin, la imaginacin racional. Por esto es imposible para l admitir, ab -absurdo, que una partcula de materia, sea de signo positivo o negativo pueda, transformndose, anularse,desmaterializarse, perder sus caractersticas fsicas y desaparecer.Precisamente ese es el criterio del ingeniero espaol Jos Pirrone: Hemos establecido el principio de laeterna existencia de la materia y de su infinidad, sobre la base de la imposibilidad de concebir su creacin dela nada. Ahora bien, si la materia no puede crearse de la nada, es cierta la proposicin contraria: la materiano puede anularse, transformarse en nada. Si admitisemos que un solo neutrn, un solo protn o un soloelectrn se anularan, desaparecieran cada ao o cada cien aos, es obvio que, dada la eternidad que ha tenidodelante de s, la materia universal no existira ms, mejor dicho, no se habra manifestado nunca. Es puesnecesario admitir que las dos partculas colindantes, transmitiendo su energa a los dos rayos gammaemitidos en la colisin, no han perdido nada de sus masas, las cuales obviamente se fraccionan y sedispersan en tantas subpartculas tan pronto cesa el proceso radioactivo de la emisin de los dos rayosgamma substanciados por sus masas. Si as no fuere no podra explicarse el as llamado fenmeno de lospares segn el cual un rayo gamma superenergtico, chocando con una partcula cualquiera, se transformaen materia creando un electrn y un positrn. Todo esto, pese a su aspecto cientfico se presenta a lamente como un juego de prestidigitacin en donde el sabio, no pudiendo expresar ms verdicamente unconcepto, saca conejos de su sombrero de copa.No obstante las dudas cientficas que hace surgir el concepto creacin de la nada con su consecuencia en elmundo micro: desaparecer, ahora es mayor el problema contrario a nivel del Universo: permanecer paraevolucionar. Pero an con todas estas implicaciones, a partir de esta dcada lo cierto es que los cosmlogosmodernos ya lo comienzan a colocar en la lista de las definiciones aceptadas. As, en su expresin modernala han divulgado - entre otros - el cosmlogo norteamericano Steven Weinberg en su obra Los PrimerosTres Minutos; el fsico norteamericano James S. Trefil en la obra The Moment of the Creation; los

17. cosmlogos norteamericanos John D. Barrow y Joseph Silk en la obra The Left Hand of the Creation, elcosmlogo britnico Paul Davies, en God and the New Phisics; el cosmlogo ruso - norteamericano I.D.Novikow, en Evolution of the Universe; el cosmlogo britnico Lloyd Motz en The Universe: ItsBeggining and End; Ahora bien, si para el ser humano "nada" significa justamente nada ( o la noexistencia), todo parece indicar que la presencia - aunque sea de fluctuaciones - cunticas brevsimasaparecidas de esa virtual nada - sealan que esa nada, no es nada absoluta, pues hay - fenomenolgicamentehablando - sucesos, no importa cun espaciados en el tiempo.Esto sugiere - a la vez - que esa nada relativa (ya no absoluta) o vaco como la prefieren denominar losfsicos sea una matriz que contiene al Universo conocido, lo que ubica el problema en otra dimensin: elllamado espacio de espacios o hiperespacio (nombre sugerido por el cosmlogo norteamericano JohnWheeler en el que las leyes fsicas no necesariamente seran las mismas que en nuestro Universo. Tampocolo son en los hipotticos agujeros blancos (White Holes) planteados por el cosmlogo LLoyd Motz comoel lado opuesto de los agujeros negros (Black Holes), que conduciran de uno a otro Universo, conectadaspor los "agujeros de gusano" (Whormholes).D.- TEORIA DE LA INFLACION .-. Hasta prcticamente finales de los setenta algunas de las explicacionesde la fsica cuntica no han sido tomadas en consideracin hasta que el fsico norteamericano especialista encuntica, Robert Dicke dio una charla en la Universidad de Cornell y a ella asisti -por casualidad- elcosmlogo Allan Guth, en esa poca en la misma universidad. El impacto de lo que escuch provoc elinicio de un cambio revolucionario para el modelo estandar del B.B..Normalmente los efectos de la mecnica cuntica estn restringidos a sistemas en la escala subatmica ytienen poca importancia en otros campos de la fsica a nivel macro; pero dado que el B.B. se considera quetuvo condiciones que se asemejan al laboratorio de la fsica subatmica, de aqu se extrapolan conceptospara tratar de entender procesos al inicio del B.B..Un aspecto central de la mecnica cuntica tiene relacin con la existencia de fluctuaciones no predecibles ya niveles ultramicroscpicos el espacio y el tiempo estn sujetos a cambios caticos, no predecibles. As elespacio puede estrujarse o encogerse violentamente para formar una compleja arquitectura conocida comoagujeros de gusano, tneles y fuentes microscpicos creando la sensacin de una alfombra de espuma,que da - precisamente - lugar a que se le designe El espacio - tiempo espumoso. Las fluctuacionescunticas pueden as crear por distorsin del espacio - tiempo, Universos que se presentan y desaparecen encuestin de instantes.De acuerdo con esta hiptesis, el Universo actual conocido, pudo haberse formado de un proto - Universoinstantneo de unos 10-33 cm. de tamao. Sin embargo no es posible preguntarse por cunto tiempo esteproto - Universo llega a tener existencia, dado que - en esencia - la mecnica cuntica predice que lasfluctuaciones son impredecibles por principio.Este indeterminismo significa que la aparicin no previsible ni prevista de un nuevo mini - Universo es, sinembargo, un evento enteramente de acuerdo con las leyes de la fsica cuntica. En teora estas fluctuacionescunticas ocurren en un espacio - tiempo preexistente de otro Universo, del cual se desconecta rpidamente.Este tipo de fenmeno ocurre en cualquier parte del Universo que pasa - la mayor parte de su tiempodesconectado del otro.El problema no est en explicar cmo se crea el proto - Universo, pero si como de una dbil y lbillgrima o burbuja se convierte en el B.B. y porque no se evapora o desaparece como ocurre con lainmensa mayora de las fluctuaciones que ocurren en el espacio - tiempo espumoso que nos rodea y en elque estamos inmersos. La fsica cuntica permite postular un tipo de antigravedad que afecta el proto -Universo causando su expansin rapidsima de forma tal que en una minscula fraccin de un segundo elproto - Universo ha aumentado su tamao por 10 veces o an ms y contina expandindose con velocidadaltsima. Este tipo de prediccin permite admitir que el inicio del Universo en un estado de compresinaltsima, anula la singularidad de densidad infinita.

18. Precisamente esta idea conocida como la teora inflacionista (debido a Allan Guth en 1981 y luegomodificada ms adelante por Andrei Linde y otros) predice especficamente respecto a la densidad delUniverso que durante la fase inflacionaria que tard escasas fracciones de un segundo, la expansin fue tantremenda que cualquier curvatura del espacio desapareci y el espacio plano resultante corresponde a unUniverso con una densidad de materia crtica.En consecuencia si las observaciones confirman que esa densidad es equivalente al valor crtico, la teorainflacionaria podra ser adoptada como la descripcin standard del Universo muy temprano (Very EarlyUniverse). Esta aseveracin es de gran importancia dado que a fines de los setenta el modelo standard delB.B. sin un mecanismo como el que propone la Teora de la Inflacin no puede ser aceptado ya como unaexplicacin racional, coherente y plausible.E.-AVANCES TECNOLGICOS.- Desde el inicio de esta obra se ha sealado que el nfasis se encuentraen los procesos del conocimiento en que se gestan las explicaciones y los modelos del Universo. Por talmotivo los aspectos relacionados con los avances tecnolgicos son apenas los mnimos para darle coherenciaal proceso de avance.En este captulo se hace una sntesis de dos de los principales instrumentos de que se sirve la cosmologapara corroborar las teoras. A nivel macro sobresalen la construccin de nuevos telescopios yradiotelescopios, as como en la astronutica se produce un fuerte avance en el diseo de cohetes mseficientes y poderosos para lanzar sonda espaciales y vehculos tripulados y no tripulados. En el campo de lafsica subatmica, por razones financieras la construccin de aceleradores de partculas no experimenta elavance que los fsicos requieren.a) Ampliacin del Espectro Electromagntico.- La tecnologa es una forma especial del avance delconocimiento cientfico que va surgiendo conforme las exigencias lo demanden, de manera que - salvo encasos excepcionales se adelanta al conocimiento terico, pues su uso es utilitario y no contemplativo.En el campo de la astronoma las observaciones pticas que se efectan desde la Tierra resultan afectadaspor la opacidad del aire. En el sector violeta del espectro electromagntico toda radiacin electromagnticaprocedente del espacio exterior est limitada a una longitud de onda de 3 mil angstroms (3 x 10-5 cm.). Solomediante cohetes y vehculos espaciales pueden detectarse ondas menores. En la parte roja del espectro, elaire no tiene lmite definido, pero las bandas de absorcin intensa de diversas molculas libres vibrando,causan dificultades para hacer observaciones pticas en longitudes superiores a los 10 mil angstroms (10-4cm.).La atmsfera superior es impenetrable a ondas de radio menores de 1 cm. y mayores de 20 m. Enconsecuencia el astrofsico tiene limitaciones para observar por la ventana ptica, lo que dio nacimiento, apartir de 1932 a los radiotelescopios para abrir la ventana radial, y finalizada la II Guerra Mundial a losartefactos astronuticos para salir de la atmsfera e ir ms all an.En el campo de la observacin visual el desarrollo de telescopios de diversa configuracin y formas deoperar muestran esta secuencia ascendente: de 1609 en que Galileo aplica por primera vez una lente a laobservacin del cielo el aumento es de 210 unidades, hasta llegar a los sofisticados instrumentos de lasdcadas de los 70 - 80, que rinden aumentos sumamente altos y de excelente resolucin en varias franjas delespectro electromagntico ; en el campo de la observacin radial que se inicia con el ingeniosonorteamericano Karl Jansky (1932, que nada tena que ver con la astronoma) se obtienen las primerasescuchas en el espectro radial en las frecuencias de 15 m. y 13 m. A partir de aqu, gracias a los trabajospioneros de los radioastrnomos se abren ms y ms frecuencias.Para 1963 ya la astronoma tiene abierta la ventana que le da acceso a emisiones de rayos x; dos aosdespus se abre el espectro infrarrojo, tres aos ms tarde el espectro ultravioleta; para la dcada de los

19. setenta es posible detectar las emisiones de rayos gamma; en 1973 las radiaciones submilimtricas, dos aosdespus las radiaciones procedentes del espectro ultravioleta externo y a partir de los ochenta se inician losdiseos para captaciones de rayos csmicos; de los hipotticos monopolos magnticos - supuestamenteremanentes de la explosin primogenia y para la dcada de los 90 de las ondas gravitacionales.La apertura y ensanchamiento paulatino del espectro no se limita a facilidades terrestres, sino que surgencada vez ms y ms sofisticaciones tecnolgicas procedentes de la investigacin militar, que se aplican a lainvestigacin astrofsica desde fuera de la atmsfera terrestre para aumentar la sensibilidad y sensitividad delo observado y escuchado.Con la aparicin de la informtica en los aos 50 y 60 a partir de estas fechas se acoplan a los telescopios yradiotelescopios, para darles adems de eficiencia operativa, la posibilidad de hacer rastreos y seguimientosautomatizados y con la aparicin de las primeras tcnicas de digitalizacin para la captacin de imgenes ysonidos del Universo la cosmologa se comienza a enfrentarse con mejores instrumentos a retos mayores.Para el inicio de la dcada de los 70, el aumento en la sensibilidad de un radiotelescopio en un factor de 10,por ejemplo, aumenta el volumen de espacio a estudiar por un factor de 33. El aumento en la sensibilidadpor un factor de 100, que se logra al finalizar esa dcada, increment el volumen de espacio por un factor de100, lo que signific la posibilidad de estudiar directamente decenas de millones de estrellas y mejorarsubstancialmente el estudio de objetos extendidos: galaxias, radiogalaxias, cmulos, supercmulos,nebulosas y otros objetos.Entre los 70 y 80 nace en realidad un nuevo captulo en el estudio del Universo: la astronoma extragalcticaes decir - la posibilidad de conocer en detalle los mecanismos de formaciones de otras galaxias aparte de lanuestra. Nace tambin el proyecto que culminar en la dcada de los 90: la construccin del primertelescopio espacial bautizado Hubble.Para finales de la dcada de los 70 la Unin Astronmica Mundial logra con grandes dificultades, unacuerdo internacional que le permite reservar frecuencias para la experimentacin. La lucha es fuerte, puesdebe competir con gobiernos interesados en usar esas frecuencias para inteligencia militar y con grandescorporaciones que las desean para fines comerciales.Adems durante los 70 y 80 la competencia entre los Estados Unidos y la Unin Sovitica es muy fuerte porel dominio del espacio con base en el uso del espectro electromagntico, el emplazamiento de ojivasnucleares en cohetes balsticos y en el envo de globos y sondas espaciales tripuladas y no tripuladas alespacio.Junto al inicio del diseo del Telescopio Espacial Hubble por parte de los Estados Unidos de Amrica, laUnin Sovitica inaugura en 1982 el mayor telescopio terrestre en el Observatorio Pulkova, que eclipsa lasfacilidades de que disponen los clebres telescopios colocados en el Monte Palomar en California; por suparte la administracin del ESO (Observatorio Espacial Europeo) decide iniciar la construccin deldenominado VLT, con espejos cncavos de ocho metros de dimetro, pero muy delgados y flexibles. Estaorganizacin fundada en 1962 por Francia, Alemania, Blgica, Holanda, Dinamarca y Suecia, a las cuales sesuman luego Italia y Suiza, planea ubicar el VLT en el centro en Chile, en la cumbre del Cerro Paranal a2.636 m. de altura. El VLT ser el mayor observatorio ptico de todos los tiempos: comprender cuatrotelescopios, interconectados; una vez combinados, estos suministrarn una potencia luminosa totalequivalente a la de un telescopio de diecisis metros.Gracias a esta tcnica, sera posible distinguir la silueta de un hombre que caminara en la Luna, o la luz deuna lucirnaga a ms de 10.000 kilmetros de distancia. Apuntando a los objetos ms remotos del Universoconocido (galaxias en formacin, qusares), podr remontarse en el tiempo a ms de 100.000 millones deaos luz. La NASA calcula que el Telescopio Espacial Hubble (H.S.T.) tendr una resolucin 10 veces msbrillante y definido que los telescopios terrestres; abarcar todo el espectro visible y gran parte del espectroinfrarrojo y ultravioleta; por lo tanto podr observar objetos colocados hasta 50 veces ms all de dondealcanzan los ms poderosos telescopios terrestres.

20. b) Astronutica.- Desde el punto de vista de la historia esta ciencia que se inicia con la eolipilia de Hernde Alejandra (siglos I - II a.C.). Esta consista en un caldero que produca vapor - que escapando por unaabertura controlada se elevaba del suelo. Hacia el ao 160 a.C., Herciano de Sonorata escribe su HistoriaVerdadera, novela que da cuenta del viaje de Ulises a la Luna, despus de siete das de periplo. Si seincluye la invencin de la plvora por los chinos (700 - 900 d.C.), el estudio de los cohetes en 1379 por elitaliano Muratoi; los sueos de K.E. Siokolski de exploracin del espacio con cohetes a reaccin (1898) y seda un salto en la historia, se llega a los trabajos de Robert Goodard en USA; luego al 4 de octubre de 1957con el inicio de la Era del Espacio, con el lanzamiento del cohete Sputnik por la URSS y esta primera etapade afanes de la Humanidad se cierra con la misin Apolo 17 de USA (que completa 6 alunizajes tripulados).A partir de aqu se abre un nuevo captulo espectacular gracias a las Sondas Espaciales lanzadas a descifrarel Sistema Solar y a los Laboratorios Espaciales que orbitan la Tierra; las que junto al desarrollo de nuevosavances informticos estn cambiando con rapidez inusitada la percepcin de la Humanidad sobre elUniverso, porque los medios de informacin se ocupan de divulgar cuanto acontece en este campo.Para el gran pblico lo que trasciende de la investigacin de la fsica del espacio, en estas dcadas son lasimgenes fotogrficas, las transmisiones radiales y las imgenes televisivas que muestran la Luna captadapor las diferentes misiones Apollo; y los planetas Marte y Mercurio; as como los anillos de Saturno,captadas por las misiones Vikingo. Conforme van avanzando los adelantos en la astronutica y el serhumano se prepara para acometer otras aventuras; la conquista del espacio acapara la atencin mundial, a lavez que compite - en el rea de la poltica internacional - con el triste episodio llamado Guerra de lasGalaxias, que puso al planeta en inminente peligro de destruccin, como lo recuerda un artculo escritoespecialmente para la Universidad para la Paz, por el novelista Gabriel Garca Mrquez (Vase Anexo alfinal ).Si bien es cierto para finales de los 80 el colapso de la Unin Sovitica y su anillo de pases perifricosabren l