A solo dos años de completar su Teoría General de la Relatividad en 1915 — donde la relatividad es interpretada como el resultado de la curvatura del espacio tiempo en los alrededores de un cuerpo masivo — Albert Einstein escribió un articulo intrépido, tomando el universo en su totalidad bajo una nueva lupa.
Dado que la masa le dice al espacio como curvarse, el razono, que si el conocía a masa contenida en el entero universo, el podía derivar su geometría como un todo. Por primera vez en la historia, una sola mente intento derivar la forma del cosmos no desde la argumentación de la teología ni de la filosofía, como se había hecho antes si no como el resultado de el solido razonamiento de la física y la matemática.
Como un movimiento intelectual, el tomo para si un montón de coraje. En lo sucesivo, tratare de llevarte a través del razonamiento y el pensamiento de Einstein, tan cercanamente posible a su famoso documento de 1917.
Como se podrian aplicar las ecuaciones que trabajaron muy bien en problemas de la escala del sistema solar hacia problemas de una mayor escala?
La belleza de la teoría de Einstein, o de cualquier otra teoría de la gravitación, es que usted pone la masa que usted quiera según una razón. Si es la Tierra, o el sol, o una galaxia, todo lo que usted necesita hacer es ajustar los parámetros en la ecuación y así tener la seguridad y asumir que esta funcionara. (Esas conjeturas usualmente relacionan la simetría de la distribución de masa. Por ejemplo que es una esfera — como un planeta o una estrella — o que es de simetría cilíndrica, o de cualquier otra. En la practica esas simetrías son aproximadas.) En el caso de la teoría general de la relatividad, se ingresa el valor de la masa o, mas precisamente, la cual es llamada la “la energía del momento tensor,” un nombre sofisticado para describir todas las fuentes capaces de afectar la geometría del espacio —- las fuentes de la gravedad de la salida es la geometría del espacio alrededor de la fuente o fuentes.
Einstein ha aplicado su nueva teoría bellamente en los confines del sistema solar, en donde el sol es la fuente dominante de la gravedad. Por ejemplo, el describió el peculiar comportamiento de la órbita de Mercurio, conocida como la “precesión del perihelio de Mercurio,” en donde el plano de la órbita del planeta gira muy lentamente alrededor del sol, por menos de dos grados por siglo. La teoría de newton no podía dar cuenta del efecto apropiadamente, ya conocido para los astrónomos del siglo XIX. En aquel tiempo, e incluso hoy, tener una nueva teoría de la gravedad que pudiera describir tales diminutos efectos con realmente verdadera precisión fue algo ciertamente sorprendente.
Un animado Einstein decidió enfrentar un gran asunto, la forma del universo como un todo. Para hacer el problema abordable, el hizo unas pocas conjeturas simplificantes: primero, que el cosmos debería tener una forma esférica. Las esferas son maravillosas por que usted solo necesita un parámetro para describirlas: sus radios. Einstein era Platónico, quien firmemente creía en un cosmos matemáticamente simple. Una esfera fue la mas simples de las formas posibles. El objetivo era entonces hallar una solución a las ecuaciones relacionadas con el tamaño del cosmos en relación con la materia contenida en el. Esta solución debería dar como resultado un cosmos estático, esto es, que no sufriera cambios con el tiempo. Después de todo, para 1917 no había convincente evidencia de que debería ser de otra forma, de que el universo pudiera cambiar con el tiempo.
Para el modelo de la materia en el universo, Einstein propuso lo que el llamo “el Principio Cosmológico,” un principio que todavía domina la cosmología de hoy. Esencialmente cuando miramos a muy grandes distancias (en los números modernos, a través de cientos de millones de años luz), el universo luce el mismo en todas partes en cualquier dirección. Esto es, para un gran volumen dado, debería haber tanta masa como en cualquier otro mismo volumen en otra parte del universo la cual esta distribuida de igual manera. Imagine por ejemplo una playa muy concurrida. Si usted mira de cerca usted advertirá detalles únicos, la gente acostada o de pie, el color de sus sombrillas, etc. Pero si usted mira de lejos, esos detalles son gradualmente perdidos y usted ve un océano de gente, en todas partes muy parecidos. De igual manera en el cielo veremos que en la noche luce bastante diferente con sus constelaciones aquí y allí. Pero si nos alejamos de nuestra galaxia a mas de cientos de millones de años luz, nosotros vemos galaxias distribuidas ampliamente en el espacio, y el universo comienza a lucir muy similar en todas partes.
Einstein describió la materia cósmica usando el “promedio de la densidad de energía del universo,” la cantidad aproximadamente constante de la masa contenida en una gran esfera, lo suficientemente grande que los principios cosmológicos aplican. Con este cambio, su ecuación bellamente se reduce a relacionar dos números: el radio cósmico y la densidad de energía cósmica.
Antes de que el declarara su labor hecha, sin embargo, Einstein comprobó la estabilidad de su universo de escritorio. Esta es una muy buena precaución, dado que en muchas ocasiones las soluciones que hallamos en las ecuaciones que describen los sistemas físicos son inestables: Una vez perturbadas ellas colapsan o se expanden en formas que contradicen las observaciones. Tal soluciones inestables son en ocasiones descartadas, por que ellas traicionan un error en las asunciones que llevaron a ellas.
Einstein estuvo perturbado al ver que su cosmos era inestable: No hay estabilidad, estática, ni soluciones esféricas que satisfagan el principio cosmológico.
Y ahora que? Un cosmos cambiante con el tiempo no estaba en los naipes de Einstein, al menos no por el momento. El tampoco quiso abandonar el principio cosmológico, o la suposición de un cosmos estático y esférico.
Para salvar la situación, Einstein agrego un nuevo termino a la ecuación de la Teoría General de la Relatividad, un termino que llamamos la “constante cosmológica.” Como su mismo nombre lo indica, es un termino constante, con una función muy especifica: crear una suerte de repulsión en la geometría del espacio de modo que contrabalanceara su tendencia a colapsar debido a la ordinaria gravedad. No es cierto que muchas personas se refieran a ella como un termino “anti-gravedad,” como si solo afectara la geometría del espacio. La materia continuaba atrayendo a la materia normalmente.
Einstein no estaba orgulloso de su nuevo termino, por que esta estropeó la belleza de su teoría original. Pero esta funcionaba, y así fue matemática y físicamente consistente con los principios de su teoría. El hallo su solución y fue hecha junto con ella.
Mientras tanto, el físico holandés Willem de Sitter jugo un juego diferente: Dado que el universo parecía tan vacío, que pasaba si tomábamos el limite extremo de poner una densidad de materia en cero, manteniendo solo el nuevo termino cosmológico? El universo de de Sitter era un universo vacío con una constante cosmológica. No es sorprendente, con nada que retener la geometría del espacio retrocedía, el hallo una solución donde el universo se estiraba furiosamente hacia afuera. Esto era posible, en principio, tener que cambiar el cosmos, aun cuando en el caso de de Sitter su vacío permitió que la gente jugara juegos matemáticos y todavía muestra que su solución era estática.
La gran sorpresa vino de Rusia en 1922. Alexander Friedmann, un meteorólogo por entrenamiento, aprendió la nueva teoría y decidió relajar las suposiciones de Einstein de un cosmos estático. Y he aquí, que el hallo soluciones sin la constante cosmológica que creció o se estiro con el tiempo: la versión moderna de un universo dinámico había nacido.
Einstein solo aceptó la noción de un universo en expansión en 1931, luego de visitar al astrónomo Americano Edwin Hubble y fue testigo de primera mano de sus observaciones mostrando galaxias que se separaban unas de otras a una rata proporcional a su distancia: entre mas lejos su movimiento era mas veloz. Incluso si la expansión del universo solo podía ser sellada mediante un hecho observacional en 1965, las semillas para este nuevo y revolucionario desafío del cosmos y nuestro lugar en el fueron plantados de regreso en 1917, cuando un arriesgado Einstein creyó en el poder de razonamiento físico y matemático para desafiar a todo el universo.
Dado que la masa le dice al espacio como curvarse, el razono, que si el conocía a masa contenida en el entero universo, el podía derivar su geometría como un todo. Por primera vez en la historia, una sola mente intento derivar la forma del cosmos no desde la argumentación de la teología ni de la filosofía, como se había hecho antes si no como el resultado de el solido razonamiento de la física y la matemática.
Como un movimiento intelectual, el tomo para si un montón de coraje. En lo sucesivo, tratare de llevarte a través del razonamiento y el pensamiento de Einstein, tan cercanamente posible a su famoso documento de 1917.
Como se podrian aplicar las ecuaciones que trabajaron muy bien en problemas de la escala del sistema solar hacia problemas de una mayor escala?
La belleza de la teoría de Einstein, o de cualquier otra teoría de la gravitación, es que usted pone la masa que usted quiera según una razón. Si es la Tierra, o el sol, o una galaxia, todo lo que usted necesita hacer es ajustar los parámetros en la ecuación y así tener la seguridad y asumir que esta funcionara. (Esas conjeturas usualmente relacionan la simetría de la distribución de masa. Por ejemplo que es una esfera — como un planeta o una estrella — o que es de simetría cilíndrica, o de cualquier otra. En la practica esas simetrías son aproximadas.) En el caso de la teoría general de la relatividad, se ingresa el valor de la masa o, mas precisamente, la cual es llamada la “la energía del momento tensor,” un nombre sofisticado para describir todas las fuentes capaces de afectar la geometría del espacio —- las fuentes de la gravedad de la salida es la geometría del espacio alrededor de la fuente o fuentes.
Einstein ha aplicado su nueva teoría bellamente en los confines del sistema solar, en donde el sol es la fuente dominante de la gravedad. Por ejemplo, el describió el peculiar comportamiento de la órbita de Mercurio, conocida como la “precesión del perihelio de Mercurio,” en donde el plano de la órbita del planeta gira muy lentamente alrededor del sol, por menos de dos grados por siglo. La teoría de newton no podía dar cuenta del efecto apropiadamente, ya conocido para los astrónomos del siglo XIX. En aquel tiempo, e incluso hoy, tener una nueva teoría de la gravedad que pudiera describir tales diminutos efectos con realmente verdadera precisión fue algo ciertamente sorprendente.
Un animado Einstein decidió enfrentar un gran asunto, la forma del universo como un todo. Para hacer el problema abordable, el hizo unas pocas conjeturas simplificantes: primero, que el cosmos debería tener una forma esférica. Las esferas son maravillosas por que usted solo necesita un parámetro para describirlas: sus radios. Einstein era Platónico, quien firmemente creía en un cosmos matemáticamente simple. Una esfera fue la mas simples de las formas posibles. El objetivo era entonces hallar una solución a las ecuaciones relacionadas con el tamaño del cosmos en relación con la materia contenida en el. Esta solución debería dar como resultado un cosmos estático, esto es, que no sufriera cambios con el tiempo. Después de todo, para 1917 no había convincente evidencia de que debería ser de otra forma, de que el universo pudiera cambiar con el tiempo.
Para el modelo de la materia en el universo, Einstein propuso lo que el llamo “el Principio Cosmológico,” un principio que todavía domina la cosmología de hoy. Esencialmente cuando miramos a muy grandes distancias (en los números modernos, a través de cientos de millones de años luz), el universo luce el mismo en todas partes en cualquier dirección. Esto es, para un gran volumen dado, debería haber tanta masa como en cualquier otro mismo volumen en otra parte del universo la cual esta distribuida de igual manera. Imagine por ejemplo una playa muy concurrida. Si usted mira de cerca usted advertirá detalles únicos, la gente acostada o de pie, el color de sus sombrillas, etc. Pero si usted mira de lejos, esos detalles son gradualmente perdidos y usted ve un océano de gente, en todas partes muy parecidos. De igual manera en el cielo veremos que en la noche luce bastante diferente con sus constelaciones aquí y allí. Pero si nos alejamos de nuestra galaxia a mas de cientos de millones de años luz, nosotros vemos galaxias distribuidas ampliamente en el espacio, y el universo comienza a lucir muy similar en todas partes.
Einstein describió la materia cósmica usando el “promedio de la densidad de energía del universo,” la cantidad aproximadamente constante de la masa contenida en una gran esfera, lo suficientemente grande que los principios cosmológicos aplican. Con este cambio, su ecuación bellamente se reduce a relacionar dos números: el radio cósmico y la densidad de energía cósmica.
Antes de que el declarara su labor hecha, sin embargo, Einstein comprobó la estabilidad de su universo de escritorio. Esta es una muy buena precaución, dado que en muchas ocasiones las soluciones que hallamos en las ecuaciones que describen los sistemas físicos son inestables: Una vez perturbadas ellas colapsan o se expanden en formas que contradicen las observaciones. Tal soluciones inestables son en ocasiones descartadas, por que ellas traicionan un error en las asunciones que llevaron a ellas.
Einstein estuvo perturbado al ver que su cosmos era inestable: No hay estabilidad, estática, ni soluciones esféricas que satisfagan el principio cosmológico.
Y ahora que? Un cosmos cambiante con el tiempo no estaba en los naipes de Einstein, al menos no por el momento. El tampoco quiso abandonar el principio cosmológico, o la suposición de un cosmos estático y esférico.
Para salvar la situación, Einstein agrego un nuevo termino a la ecuación de la Teoría General de la Relatividad, un termino que llamamos la “constante cosmológica.” Como su mismo nombre lo indica, es un termino constante, con una función muy especifica: crear una suerte de repulsión en la geometría del espacio de modo que contrabalanceara su tendencia a colapsar debido a la ordinaria gravedad. No es cierto que muchas personas se refieran a ella como un termino “anti-gravedad,” como si solo afectara la geometría del espacio. La materia continuaba atrayendo a la materia normalmente.
Einstein no estaba orgulloso de su nuevo termino, por que esta estropeó la belleza de su teoría original. Pero esta funcionaba, y así fue matemática y físicamente consistente con los principios de su teoría. El hallo su solución y fue hecha junto con ella.
Mientras tanto, el físico holandés Willem de Sitter jugo un juego diferente: Dado que el universo parecía tan vacío, que pasaba si tomábamos el limite extremo de poner una densidad de materia en cero, manteniendo solo el nuevo termino cosmológico? El universo de de Sitter era un universo vacío con una constante cosmológica. No es sorprendente, con nada que retener la geometría del espacio retrocedía, el hallo una solución donde el universo se estiraba furiosamente hacia afuera. Esto era posible, en principio, tener que cambiar el cosmos, aun cuando en el caso de de Sitter su vacío permitió que la gente jugara juegos matemáticos y todavía muestra que su solución era estática.
La gran sorpresa vino de Rusia en 1922. Alexander Friedmann, un meteorólogo por entrenamiento, aprendió la nueva teoría y decidió relajar las suposiciones de Einstein de un cosmos estático. Y he aquí, que el hallo soluciones sin la constante cosmológica que creció o se estiro con el tiempo: la versión moderna de un universo dinámico había nacido.
Einstein solo aceptó la noción de un universo en expansión en 1931, luego de visitar al astrónomo Americano Edwin Hubble y fue testigo de primera mano de sus observaciones mostrando galaxias que se separaban unas de otras a una rata proporcional a su distancia: entre mas lejos su movimiento era mas veloz. Incluso si la expansión del universo solo podía ser sellada mediante un hecho observacional en 1965, las semillas para este nuevo y revolucionario desafío del cosmos y nuestro lugar en el fueron plantados de regreso en 1917, cuando un arriesgado Einstein creyó en el poder de razonamiento físico y matemático para desafiar a todo el universo.