Ley de Hubble

El astrónomo estadounidense Vesto M. Slipher, que estudió los espectros de las galaxias, ya había observado en 1912 que, excepto en unos pocos sistemas cercanos como la galaxia Andrómeda, las líneas espectrales se habían desplazado hacia longitudes de onda mayores (véase Desplazamiento hacia el rojo). Este desplazamiento en longitud de onda, debido al efecto Doppler, mostraba que la mayoría de las galaxias se alejaban de la Vía Láctea.
En 1929 Hubble comparó las distancias que había calculado para diferentes galaxias con los desplazamientos hacia el rojo fijados por Slipher para las mismas galaxias. Descubrió que cuanto más lejos estaba la galaxia, más alta era su velocidad de recesión. A esta relación se la conoce como la ley de los desplazamientos hacia el rojo o ley de Hubble; determina que la velocidad de una galaxia es proporcional a su distancia. La relación entre la velocidad de recesión de una galaxia y su distancia (la constante de Hubble) se calcula que está entre los 50 y los 100 km/s por megaparsec (1 megaparsec equivale a 1 millón de parsecs).
Como parece que las galaxias retroceden en todas direcciones desde la Vía Láctea, se podría pensar que nuestra galaxia es el centro del Universo. Sin embargo, esto no es así. Imaginemos un globo con puntos uniformemente separados. Al inflar el globo, un observador en un punto de su superficie vería cómo todos los demás puntos se alejan de él, igual que los observadores ven a todas las galaxias retroceder desde la Vía Láctea. La analogía también nos proporciona una explicación sencilla de la ley de Hubble: el Universo se expande como un globo.
Modelos estáticos y de expansión del Universo

En 1917 Albert Einstein propuso un modelo del Universo basado en su nueva teoría de la relatividad general. Consideraba el tiempo como una cuarta dimensión y demostró que la gravitación era equivalente a una curvatura espacio-tiempo cuatridimensional resultante. Su teoría indicaba que el Universo no era estático, sino que debía expandirse o contraerse. La expansión del Universo todavía no había sido descubierta, por lo que Einstein planteó la existencia de una fuerza de repulsión entre las galaxias que compensaba la fuerza gravitatoria de atracción. Esto le llevó a introducir una ‘constante cosmológica’ en sus ecuaciones; el resultado era un universo estático. Sin embargo, desaprovechó la oportunidad de predecir la expansión del Universo, lo que Einstein calificaría como “el mayor error de mi vida”.
El astrónomo holandés Willem de Sitter desarrolló en 1917 modelos no estáticos del Universo. En 1922 lo hizo el matemático ruso Alexander Friedmann y en 1927 el sacerdote belga Georges Lemaître. El universo de De Sitter resolvió las ecuaciones relativistas de Einstein para un universo vacío, de modo que las fuerzas gravitatorias no eran importantes. La solución de Friedmann depende de la densidad de la materia en el Universo y es el modelo de universo generalmente aceptado. Lemaître también dio una solución a la ecuación de Einstein, pero es más conocido por haber introducido la idea del ‘núcleo primordial’. Afirmaba que las galaxias son fragmentos despedidos por la explosión de este núcleo, dando como resultado la expansión del Universo. Éste fue el comienzo de la teoría de la Gran Explosión sobre el origen del Universo (véase más adelante).
El destino del universo de Friedmann está determinado por la densidad media de la materia en el Universo. Si hay relativamente poca materia, la atracción gravitatoria mutua entre las galaxias disminuirá las velocidades de recesión sólo un poco y el Universo se expandirá indefinidamente. Esto dará como resultado un llamado ‘universo abierto’, infinito en extensión. Sin embargo, si la densidad de la materia está por encima de un valor crítico estimado actualmente en 5 × 10-30 g/cm3, la expansión descenderá hasta detenerse y llegar a la contracción, finalizando en el colapso gravitatorio total del Universo entero. Éste sería un ‘universo cerrado’, finito en extensión. El destino de este universo colapsado es incierto, pero hay una teoría según la cual explotaría de nuevo, originando un nuevo universo en expansión, que se volvería a colapsar, y así hasta el infinito. A este modelo se le llama universo oscilante o pulsante.