Modelos Cosmologicos

Dado que los cosmólogos no pueden hacer modelos físicos del Universo, establecen sistemas de ecuaciones matemáticas y así describir el comportamiento de los diferentes tipos de posibles universos (como son “posibles” lo escribimos con “u” minúscula).
Algunos modelos tienen detalles e interacciones complicadas y las ecuaciones solo pueden resolverse con computadoras muy poderosas. Pero algunas ecuaciones son relativamente fáciles y el comportamiento de dichos modelos puede ser desarrollado con lápiz, papel y un poco de capacidad mental. De esta forma es como Einstein descubrió que las ecuaciones de su Teoría de la Relatividad General predicen que el Universo se está expandiendo. A pesar de ello, Einstein, en un principio no creyó en un universo dinámico, a pesar de que sus ecuaciones decían lo contrario. Solo un hombre estaba dispuesto a aceptar la relatividad al pie de la letra, mientras Einstein y otros científicos buscaban modos de evitar las predicciones de la Relatividad general, el físico y matemático ruso Alexander Friedmann hizo dos suposiciones muy simples:
1- Que el Universo parece el mismo desde cualquier dirección desde la que se lo observe.
2- Y que ello también sería cierto si se lo observara desde cualquier otro lugar.
A partir de estas dos ideas Friedmann demostró que no se puede esperar que el universo sea estático. De hecho en 1922, Friedmann predijo exactamente lo que Hubble encontró varios años después.
Existen tres tipos de modelos que obedecen a las dos suposiciones fundamentales de Friedmann, aunque él encontró solo una:
a) Abierto: El universo se expande tan rápido que la atracción gravitatoria no puede frenarlo, las galaxias se separarán con una velocidad estacionaria.
b) Plano: En este modelo el universo se está expandiendo con la velocidad justa para evitar colapsarse, aunque las galaxias siempre se estarán separando, lo harán con una velocidad cada vez menor, pero nunca llagara a cero.
c) Cerrado: Este es el que Friedmann encontró. El universo se expande lo suficientemente lento como para que la atracción gravitatoria de las galaxias frene la expansión y comience a contraerse.
Para saber cual de estos modelos es el más coherente con nuestro Universo necesitamos saber el ritmo actual de expansión y la densidad media presente, o sea cuanta materia contiene el Universo.
Si la densidad es menor a un cierto valor crítico, la atracción gravitatoria será demasiado débil para poder detener la expansión. Si la densidad es mayor al valor crítico, la gravedad parará la expansión en algún tiempo futuro y hará que el universo comience a contraerse.
De todas formas, todas estas soluciones tienen en común que en algún tiempo pasado (aproximadamente 15 mil millones de años) la distancia entre las galaxias debe haber sido cero. Ese instante es el que llamamos Big Bang.


Big Bang