Vamos a analizar ahora la motivación de Edwin Hubble para realizar la investigación que cuajó en los artículos de 1929 y 1931. Para entender lo que impulsaba a Hubble hay que saber primero cuáles eran las preguntas más acuciantes que poblaban la mente de los físicos teóricos de la década de 1920, al menos en lo referente a la astronomía. A su vez, para entender estas preguntas hay que comprender cuál era la visión del Cosmos que tenían los físicos a principios del s. XX. Copérnico, Galileo Galilei, Kepler, Newton y tantos otros habían obligado a revisar la visión que el ser humano tenía de sí mismo en el Universo.
A finales del s. XIX y principios del XX estaba ya claro desde hacía algún tiempo que el Sol, la estrella alrededor de la cual orbita la Tierra, era una más entre incontables de diferentes tipos y tamaños, que las estrellas no se distribuían uniformemente por el espacio sino que se agrupaban formando lo que hoy en día llamamos galaxia, y que no estaban quietas: orbitaban alrededor del núcleo de la galaxia. A pesar de todo este conocimiento acumulado después de muchos años de paciente y laboriosa observación y análisis, quedaba todavía mucho camino por recorrer para llegar a nuestro nivel actual de conocimiento –o de ignorancia, como diría Sócrates-. La situación queda bien reflejada en la siguiente cita, de Agnes Clerke [11]:
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| Agnes Mary Clerke (1842-1907) |
No competent thinker, with the whole of the available evidence before him, can now, it is safe to say, maintain any single nebula to be a star system of coordinate rank with the Milky Way. A practical certainty has been attained that the entire contents, stellar and nebular, of the sphere belong to one mighty aggregation, and stand in ordered mutual relations within the limits of one all-embracing scheme –all-embracing that is to say, so far as our capacities of knowledge extend. With the infinite possibilities beyond, science has no concern.
La traducción de la primera frase sería algo así como: “Se puede afirmar con certeza que ningún pensador competente, con toda la evidencia disponible ante él, puede hoy en día sostener que nebulosa alguna sea un conjunto de estrellas de rango similar a nuestra Vía Láctea”.
Agnes Clerke no era una astrónoma con un pensamiento anticuado para su época: estaba expresando en estas líneas el parecer predominante entre sus contemporáneos, a pesar de que el filósofo Immanuel Kant en 1755 había publicado una obra en la que aventuraba la hipótesis de que aquellas nebulosas vagamente elípticas y de débil luminosidad que podían atisbarse en el firmamento podían ser agrupaciones de estrellas como nuestra Vía Láctea, es decir, podía tratarse de auténticos “universos isla” separados por inconmensurables espacios vacíos [12].
La visión del Cosmos que tenía Kant pasó prácticamente inadvertida. Hasta bien entrado el s. XX no sólo no se tenía clara aún cuál era la naturaleza de buena parte de las nebulosas sino que la opinión de la mayor parte de astrónomos era que se trataba de objetos que pertenecían a nuestra propia galaxia. Más allá de nuestra galaxia: el vacío. Citando una vez más a la señora Clerke – en una traducción libre-: Las infinitas posibilidades que hay más allá [de los límites de la galaxia] no conciernen a la ciencia… -los puntos suspensivos son un añadido del autor de la traducción…-
La situación reflejada en el escrito de la Sra. Clerke estaba a punto de cambiar. En 1917, Einstein publicó su teoría de la Relatividad General (RG) [13], lo que permitió a los físicos pensar en el Cosmos a una escala como nunca antes habían pensado, pero con las herramientas matemáticas meramente no fue suficiente para cambiar de paradigma. Era necesario cuantificar con precisión las observaciones –sobre todo, las distancias a aquellos difusos objetos que eran las nebulosas- para aportar pistas con las que poder discriminar entre los diferentes modelos que se derivaron de las ecuaciones de campo de Einstein.
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| De izquierda a derecha, alguno de los protagonistas de esta historia: Milton Humason, Edwin Hubble, Charles St. John, Albert Michelson, Albert Einstein, William W. Campbell y Walter Adams durante la visita que realizó Einstein en 1931 al Monte Wilson |
¿Cuáles eran estos modelos? En lo que a Universos estáticos se refiere, sólo cabía contemplar dos posibilidades: la solución A, propuesta por el propio Einstein, y la B, propuesta por de Sitter [14]. Ambos consideraban el espacio isótropo y homogéneo y, lo que era aún más importante, consideraban un Universo estático, es decir, un Universo en equilibrio que no evolucionaba con el tiempo, un Universo en el que hubiéramos podido viajar hacia delante o hacia atrás en el tiempo y no hubiéramos apreciado cambio alguno –a escala cosmológica.
La diferencia principal entre ambos era que la solución A, la de Einstein, describía un Universo dominado por materia y la B, la de de Sitter, describía un Universo vacío. En un principio puede parecer ridículo molestarse en calcular y estudiar un modelo cosmológico en el que no se tenga en cuenta a la materia, como si no existiera. Podría alegar el autor de semejante estudio que la materia está sobrevalorada desde nuestra perspectiva humana. Lo que alegó De Sitter fue que había que entender su Universo como una aproximación a un Universo prácticamente vacío, un Universo en el que el contenido de materia fuera totalmente despreciable.
Sorprendentemente, el modelo de De Sitter tenía una ventaja crucial frente al de Einstein: predecía desplazamientos espectrales hacia el rojo entre diferentes masas de prueba suficientemente alejadas en el Cosmos, cosa que el de Einstein no podía prever. ¿Hace falta decir que este detalle no pasó desapercibido para los astrónomos que trabajaban noche y día intentando explicar los desplazamientos espectrales tan grandes de las nebulosas espirales?
Los dos únicos puntos que quedaban por aclarar eran, por una parte, si toda la materia que se podía observar era realmente poco importante en comparación con el volumen del Universo y, por otra parte, si los desplazamientos al rojo que preveía de Sitter eran los desplazamientos al rojo que se observaban en la mayoría de las nebulosas espirales.
La solución de Einstein, en cambio, describía un Universo dominado por la materia, lo cual ciertamente parecía un buen punto de partida para describir la realidad. Sin embargo, fallaba a la hora de explicar los desplazamientos al rojo, no podía preverlos, no tenía explicación para ellos, y eso era desconcertante, sobre todo si se detectaban por doquier en cuanto observabas el Cosmos con un buen espectrómetro conectado a un telescopio. Aun y así muchos astrónomos se decantaban por la solución de Einstein con la esperanza de que los desplazamientos pudieran explicarse más adelante a partir de algún fenómeno físico que se diera a nivel local en las nebulosas y no fuera necesario recurrir a una explicación global de nivel cosmológico.
Hubble entró en este debate con la intención de aportar criterios cuantitativos que permitieran escoger entre un modelo u otro sobre una base científica. En un artículo firmado por Humason en 1929, Hubble deja clara su intención de observar las galaxias más débiles y lejanas para determinar si el espectro de estos objetos se desplaza hacia el rojo tal y como prevé el modelo de De Sitter [15]. Y en uno de los párrafos finales de su artículo de 1929 podemos leer:
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| Parrafo final Hubble 1929 | Crédito: Captura de pantalla a partir del artículo original de Hubble de 1929 |
El propio Hubble considera la posibilidad de estar midiendo el efecto de Sitter como la característica más importante de su trabajo. Hay que remarcar también que no habla de expansión del Universo sino de dispersión (scatter) de la materia. Y no deben pasar desapercibidas, tampoco, las últimas líneas, en las que considera la relación lineal encontrada como una primera aproximación que deberá ser puesta a prueba extendiendo el rango de distancias [16].
Si otro astrónomo hubiera expresado tan claramente sus intenciones, el resto de sus colegas quizá le hubieran tildado de pretencioso, pero se trataba de Hubble: el hombre que, gracias a sus observaciones de estrellas cefeidas en la galaxia de Andrómeda, había contribuido de forma decisiva a dejar prácticamente zanjado el debate entre Curtis y Shapley sobre si ciertos tipos de nebulosas eran objetos extragalácticos o no.
En 1890, la señora Clerke y la mayoría de sus contemporáneos tenía muy claro cuál era la imagen que una persona de sentido común debía tener del Universo. Pero a medida que avanzaban las observaciones en los primeros años del s. XX la posibilidad de que cierto tipo de nebulosas fueran “islas universo” del mismo rango que la nuestra, tal y como había propuesto Kant, fue ganando adeptos. Las posturas fueron definiéndose a lo largo de los años y acumulando lo que cada uno de los bandos interpretaba como evidencias observacionales que respaldaban su propia postura. En 1920 la controversia cristalizó en un debate celebrado en el auditorio Baird del Museo Smithsonian de Historia Natural entre Harlow Shapley y Heber D. Curtis [17].
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| El gran debate: ¿forma parte todo lo que observamos a través de nuestros telescopios de nuestra galaxia o bien hay otras islas universos de rango semejante al nuestro aislados todos ellos por grandes espacios vacíos? | En la imagen: el cúmulo de Virgo. A. Soffiantini |
Shapley presentó argumentos a favor de la tesis según la cual todas las nebulosas formaban parte de nuestra galaxia, fueran del tipo que fueran, y Curtis presentó argumentos que favorecían la tesis contraria: las nebulosas espirales eran agrupaciones de estrellas del mismo rango que nuestra Vía Láctea. En los primeros años de la década de 1920, Hubble descubrió estrellas cefeidas en la nebulosa M31 y utilizó la relación entre el periodo de estas estrellas y su luminosidad, descubierta por Henrietta Swan Leavitt en 1908 [18], [19], para demostrar que la distancia a la que se encontraban excedía con creces la que había propuesto Shapley para el tamaño de la Vía Láctea. Aquellas estrellas, por la luminosidad que debían tener, deducida a partir de su periodo, no podían ser tan débiles como parecían a no ser que se encontraran a una distancia auténticamente enorme.
Hubble publicó su trabajo en 1925 [20] y las observaciones posteriores no hicieron más que confirmar la interpretación de sus resultados: las nebulosas espirales eran galaxias del mismo rango que la nuestra, nuestra Vía Láctea no era más que una más entre muchas otras. Las nebulosas espirales, y otras, eran nebulosas extragalácticas. Los seres humanos tenían que pasar de pensar en multitud de estrellas cuando pensaban en el Universo, a multitud de galaxias –al menos los seres humanos que pensaban.
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| Fotografía aérea del observatorio de Monte Wilson. | mtwilson.edu |
Con estos antecedentes, Hubble empezó un programa de investigación con el que pretendía dotar de fundamentos numéricos a la Cosmología, es decir, al estudio del Universo a gran escala. El resultado fue el artículo publicado en 1929 y mencionado anteriormente. Ante las críticas que recibió por parte de Shapley, cabe citar el siguiente fragmento de la respuesta de Hubble:
“My paper, you will realize, is merely a preliminary correlation of the data available and makes no claims to finality. In a few years we should have sufficient new data to re-examine the question in a comprehensive manner. I believe that a relation will still be found but whether it will be linear is perhaps an open question.” [21]
Mi artículo, como verá usted, es meramente una correlación preliminar de los datos disponibles y no hace ninguna afirmación de carácter definitivo. En pocos años deberíamos tener datos suficientes para volver a examinar la cuestión de una forma integral. Creo que seguirá encontrándose una relación pero si ésta seguirá siendo linear es una cuestión abierta.
Es evidente la prudencia con que Hubble contempla sus propios resultados. No parece haber intención alguna de pretender arrogarse el mérito de haber descubierto un Universo en expansión. Puede que Hubble conociera el trabajo de Georges Lemaître publicado en 1927, y del cual hablaremos en detalle un poco más adelante, pero el autor de estas líneas no cree que lo conociera con precisión suficiente, ni tuviera disponible la referencia –o al menos no ha encontrado pruebas de ello-, como para mencionarlo en el artículo de 1929. Conocía con mayor precisión el trabajo de de Sitter, que fue el que mencionó, tal como se ha citado antes [22]. A juzgar por los registros escritos, Hubble no pretendió más que se reconociera que él y Humason, trabajando con el telescopio de Monte Wilson, habían sido los primeros en proporcionar resultados numéricos fiables a la discusión sobre modelos cosmológicos. Incluso después de la publicación de su artículo de 1931 dejaba la interpretación de su trabajo en manos de los “pocos competentes para discutir de la materia con autoridad”, tal y como se puede leer en este fragmento de una carta que dirigió a de Sitter el mismo año 1931:
“[Humason and I] use the term ‘apparent’ velocities in order to emphasise the empirical features of the correlation. The interpretation, we feel, should be left to you and the very few others who are competents to discuss the matter with authority” [23]
Si Einstein proporcionó herramientas para pensar el mundo a una escala cosmológica con su teoría de la RG, se podría decir que Hubble, junto con Humason, fue el primero en proporcionar números que permitieran discutir empíricamente el Cosmos que empezaba a vislumbrarse. No era la primera vez que ocurría en la historia de la Física: fenómenos marginales, despreciables desde el punto de vista del paradigma preponderante, se acaban convirtiendo en una bomba intelectual que estalla en nuestras narices y condicionan todo el desarrollo posterior. Unos objetos astronómicos, las nebulosas, que habían pasado casi totalmente desapercibidos durante la mayor parte de la Historia, se habían convertido en la primera mitad del s. XX en los protagonistas, silenciosos e impasibles, de una revolución científica.
PREDECESORES DE HUBBLE
En 1927, Georges Lemaître publicó un trabajo en el que proponía una forma alternativa de resolver las ecuaciones de Einstein [24]. El modelo de Lemaître describía un Universo que no era estático sino que se expandía y en el que a consecuencia de esta expansión un observador vería alejarse todos los objetos que no estuvieran ligados a él mediante algún tipo de fuerza, como la gravitatoria o la eléctrica. Como consecuencia de este alejamiento detectaría un desplazamiento al rojo en los espectros de cuerpos luminosos suficientemente alejados. Lamentablemente, el trabajo de Lemaître fue casi totalmente ignorado cuando se publicó –el que estuviera publicado en francés en una revista poco conocida no ayudó a su difusión- y estuvo a punto de seguir la misma suerte que el trabajo de Alexander Friedman, físico y matemático ruso que en 1922 había llegado ya a las mismas ecuaciones a las que había llegado Lemaître.
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| Georges Henri Joseph Édouard Lemaître (1894-1966) |
El trabajo de Lemaître fue redescubierto, se le otorgó la importancia que merecía y en 1931 fue reeditado en inglés. En esta reedición faltaban algunos fragmentos que sí aparecían en la primera versión de 1927 pero no fue Hubble quien censuró el artículo como algunos han pretendido… ¡sino el propio Lemaître! El motivo, quizás, fuera que los datos que utilizaba en el artículo, del propio Hubble y de Strömberg, estaban ya anticuados en 1931 [25].
Otro investigador que derivó una relación en la que el desplazamiento espectral se relacionaba linealmente con la distancia de la fuente al observador fue H. P. Robertson, físico y matemático quien en un trabajo publicado en 1928 daba un valor para la constante de proporcionalidad de 460±40 km/s/Mpc –la estimación de error es de John Huchra- a partir de la combinación de medidas de distancias a galaxias tomadas por Hubble con medidas de velocidades tomadas por Slipher.
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| Willem de Sitter (1872 – 1934) |
El propio De Sitter, con los datos que tenía a su disposición, publicó en 1930 su propio estudio de la relación entre el desplazamiento espectral y la distancia de la fuente al observador [26]. Las conclusiones de este estudio le llevaron a admitir que las dos únicas soluciones de las ecuaciones de campo de Einstein que describían un Universo estático no eran capaces de explicar los “hechos observados”, y en consecuencia había que relegarlas en favor de otro tipo de modelos. Al final del artículo menciona el modelo de Lemaître y expresa su intención de discutirlo en más detalle en un artículo específicamente dedicado.
¿POR QUÉ HUBBLE?
Hubble no se limitó a las velocidades calculadas por Slipher u otros investigadores sino que desarrolló su propio programa de investigación. El equipamiento de Slipher en el observatorio Lowell se había quedado ya desfasado a mediados de la década de 1920 frente al telescopio de 100 pulgadas del observatorio de Monte Wilson –en aquel momento, el telescopio de Monte Wilson era el más grande del mundo-. Hubble trabajó en tándem junto con Humason: el primero se encargaba de medir distancias, mediante cefeidas y suponiendo magnitudes máximas, y el segundo de medir velocidades. En el momento de la publicación, Hubble poseía la velocidad radial de 46 galaxias y lo que él consideraba distancias precisas a 24 de ellas. Y éste era un punto crucial: la distancia. Antes de que Hubble publicara su trabajo sobre el descubrimiento de cefeidas en M31, los únicos indicadores de distancia eran las crudas estimaciones relacionadas con la magnitud aparente de los objetos observados y su magnitud absoluta, que sólo podía suponerse.
Con estos métodos, era muy difícil que toda la comunidad de astrónomos llegara a un consenso sobre la distancia. La introducción por parte de Hubble de las cefeidas en el análisis de distancias introducía un elemento de objetividad en la discusión y establecía los cimientos de lo que en el futuro sería la escala de distancias cósmicas (Cosmic Distance Scale). Además, el análisis que hace de los datos recopilados es el mejor que se ha hecho hasta aquel momento y, por si fuera poco, él y Humason continúan trabajando y publican en 1931 un nuevo artículo en el que corroboran las conclusiones obtenidas en su trabajo anterior con muchas más nebulosas y más lejanas.
Se podría afirmar que en Monte Wilson confluyó el mejor equipo técnico disponible en la época junto con el rigor y la perseverancia del trabajo llevado a cabo por Hubble y Humason.
Por si fuera poco, el trabajo de Hubble y Humason irrumpe en la palestra en un momento crucial en el que se debate sobre cuál de los dos modelos de Universo, el A o el B, Einstein o de Sitter, puede explicar mejor las observaciones y cuando Hubble tiene ya ganado un gran prestigio como investigador de nebulosas. El propio de Sitter anuncia en su trabajo de 1930 que hay que abandonar los modelos de Universo estáticos y admite que el modelo de Lemaître es una opción a tener en cuenta. También Einstein, un día antes de su visita a Pasadena en 1931, realiza unas declaraciones en las que afirma que el trabajo de Hubble y Humason apunta a que hay que abandonar los modelos de Universo estático. Además dice que el modelo de Lemaître encaja bien en el marco de la Relatividad General. [27]
Al respecto de esto último, no hay que olvidar que Lemaître era un teórico que utilizó datos recopilados por otros para ajustar parámetros en su modelo. Ciertamente un nombre alternativo para el término K pudiera haber sido constante de Lemaître-Hubble, pero el trabajo de Lemaître pasó desapercibido en unos años cruciales para la mayoría de físicos –aunque fuera redescubierto más tarde- y Hubble dejó en Monte Wilson un equipo de colaboradores –Humason, Sandage, Mayall- que siguió trabajando durante muchos años en la determinación precisa de lo que era la constante de proporcionalidad entre velocidad y distancia, y que acabaría llamándose tasa de expansión y, finalmente, constante de Hubble.
En cualquier caso, los datos numéricos en aquel preciso momento eran como agua de mayo, y fueron Hubble y Humason quienes los aportaron. Los datos numéricos formaban un diván de cómodo respaldo donde recostarse y empezar a pensar en Universos dinámicos.
Se podría decir que Hubble había cumplido su objetivo de aportar datos para poder decidir: entre Einstein y de Sitter el escogido había sido… Lemaître.
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| La expansión del Universo no consiste en la dispersión de su contenido por un espacio cada vez mayor. La expansión del Universo es la dilatación del propio espacio-tiempo. A gran escala, esta dilatación tiene como efecto que cualquier observador percibe cómo se va quedando solo en el Universo, es decir, cómo todas las galaxias que lo rodean tienden a alejarse de él –a no ser que estén demasiado cerca y la fuerza de gravedad sea lo suficientemente intensa como para imponerse. Por este motivo no vemos alejarse de nosotros el quiosco, la panadería o el contenedor de basuras: porque hay otra fuerza, la gravedad, mucho más intensa que se impone a la tendencia a la expansión. | Crédito: NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) and the HUDF Team |
Continuará...
