Hace 150 años hubiera sido mucho más fácil
dar una conferencia sobre este tema. El crecimiento acelerado
del conocimiento en estos últimos años ha dificultado
la tarea del investigador hasta el punto de hacer imposible el
sueño del hombre del renacimiento cuando anhelaba abarcar
en sus estudios toda la naturaleza. Justamente durante los años
que vieron la obra de Humbolt por primera vez, Herschel escudriñaba
las profundidades del cosmos gracias al privilegio de poder contar
con los instrumentos más poderosos de la época.
Sus observaciones nos dieron las bases para la astronomía
moderna y nuestra posición como seres humanos en el espacio-tiempo
cambió para siempre.
Desde el trabajo de Herschel a finales del S. XIX hasta el día
de hoy la complejidad y las fronteras del universo se han expandido
vertiginosamente. Un parámetro representativo de la manera
como ha cambiado la visión de nuestro universo es el diámetro
de la Galaxia que por esa época era considerada como la
totalidad del universo existente. Los cálculos de Herschel
le asignaron a la Galaxia un diámetro de 10 Kpc (1 pc =
1 parsec = 3.26 años luz). El centro de la Galaxia, siguiendo
la tradición Tolemaica, estaba reservado para nuestro sistema
solar. Más tarde, Easton, Schwarzschild y Eddington encontraron
indicios de un universo más pequeño. Fue Shapley
quien con su análisis de las posiciones de los cúmulos
globulares nos destronó del centro del universo. El diámetro
de la Galaxia según Shapley era de 60 Kpc y la distancia
entre nuestro Sol y el centro de la Galaxia era de 15 Kpc. En
el modelo del cosmos de Shapley la Galaxia misma demarcaba la
extensión del universo, contrario a la propuesta del Astrónomo
Curtis quien con base en su análisis concluyó que
las nebulosas espirales tenían que ser objetos extragalácticos
más parecidos a la hipótesis de 'universos isla'
intuida por Kant y Wright. El famoso debate de 1929 entre Shapley
y Curtis en el Museo de Historia Natural en Washington, sobre
la naturaleza de las nebulosas espirales fue la semilla que dio
origen al debate cosmológico del cual surge nuestra visión
moderna sobre el origen y la estructura del Universo.
Los eventos ocurridos en las tres décadas comprendidas
entre finales de los años 20 hasta los años 50 fueron
decisivos para la maduración de los conceptos fundamentales
y el establecimiento de una dirección firme en la investigación
referente al cosmos. Los trabajos de Van Rhijn, Oort, Hubble y
Baade resolvieron finalmente el debate entre Shapley y Curtis
poniendo a las nebulosas espirales en su sitio fuera de la Galaxia.
Las mediciones de Vesto Slipher y Edwing Hubble del corrimiento
hacia el rojo de galaxias lejanas comenzaron a revelar el estado
dinámico del universo. Contrario a los prejuicios teóricos
de moda en ese entonces el universo no se comportaba de manera
estática y dejaba ver por primera vez la posibilidad de
un flujo de expansión universal. El mismo Einstein, ante
la evidencia experimental, se vio obligado a renunciar a su propuesta
de un universo estático. La aplicación de las ecuaciones
de la Teoría General de la Relatividad de Einstein a la
cosmología teniendo en cuenta las contribuciones de Willem
de Sitter y de Georges Lemaitre sentaron las bases para la cosmología
moderna. Este esquema teórico mostraba la dinámica
de los diferentes universos que pueden existir bajo la acción
de la gravedad y las leyes de la Teoría General de la Relatividad.
Robertson y Walker descubrieron la métrica más
simple que mantiene la isotropía y la homogeneidad del
universo, dos principios fundamentales que simplifican profundamente
la construcción de una cosmología. La incorporación
de la métrica de Robertson-Walker en las ecuaciones de
Einstein resulta en un universo dinámico con tres tipos
de historias dinámicas que los cosmólogos llaman
abierto, cerrado, y crítico. Un universo es abierto cuando
su flujo de expansión continua hasta el infinito. Contrario
al caso abierto, la expansión en un universo cerrado se
frena cada vez más y eventualmente el universo comienza
a contraerse. El universo crítico divide las dos posibilidades
anteriores y resulta en un universo en expansión pero acercándose
asintóticamente a un flujo con velocidad nula. El parámetro
de masa (Omega) definido como el cociente entre la densidad real
del universo y la 'densidad crítica' es el que determina
en cuál de los tres universos vivimos. La densidad crítica
sería la densidad que tendría un universo crítico,
es decir Omega=1 en este caso.
Con la agilidad que siempre lo caracterizó, George Gamow
obtuvo de la unión entre Teoría General de la
Relatividad y la física nuclear de la década de
los 30 un modelo bastante útil que explicaba el origen
de los elementos livianos (hidrógeno y helio) en el universo.
Según Gamow y sus colegas Ralph A. Alpher y Robert Herman,
si se lleva hasta sus últimas consecuencias la expansión
del universo sugerida por las observaciones de Hubble, necesariamente
ha debido existir una época muy caliente y densa del universo
donde fue posible la generación de las reacciones nucleares
que dieron origen al helio primordial. Es bien sabido que el modelo
del "Big-Bang" del origen del universo cuenta con un
sólido sustento experimental y es aceptado hoy como el
modelo estándar.
El éxito del modelo moderno sobre el origen del universo,
sin embargo, no quiere decir que se ha llegado a la última
teoría sobre el cosmos. Por el contrario, abundan los problemas
teóricos y la incompletes es evidente ante los nuevos descubrimientos
que 'saltan' sin que nadie los haya ordenado. Hacer una revisión
exhaustiva del 'status' sobre el conocimiento del Cosmos hoy,
sería una tarea basta y laboriosa que sobrepasaría
el límite de páginas razonables para esta contribución.
Sin embargo, sostengo que es posible dar una idea del clima que
vivimos los cosmólogos exponiendo algunos descubrimientos
significativos muy recientes y examinando la forma como éstos
han incidido en los debates teóricos. Ya en varias ocasiones
he comparado la época que vivimos los cosmólogos
con aquella que vivieron nuestros colegas astrónomos del
Renacimiento cuando Galileo les mostró una visión
científica del sistema solar.
Una lista de los acontecimientos más importantes para el
desarrollo de la astrofísica y la cosmología incluiría
los siguientes: el descubrimiento de las anisotropías en
la radiación cósmica de fondo, el descubrimiento
de objetos masivos en el halo de la Galaxia (MACHOS), el problema
de los neutrinos solares, la observación directa de agujeros
negros, la detección de nubes proto-planetarias y sistemas
planetarios fuera del sistema solar, y el descubrimiento de explosiones
de rayos gama de alta energía (gamma ray bursts, o GRB).
El proyecto COBE (Cosmic Background Explorer) de la NASA no se
diseñó para probar el modelo del "Big-Bang".
Este ya gozaba de suficientes pruebas experimentales cuando COBE
era apenas una idea en las mentes de sus originadores. La importante
contribución de COBE fue más bien la de comprobar
que existen pequeñas inhomogeneidades en la temperatura
de la radiación cósmica de fondo tal como era de
esperarse de las teorías que explican el origen de las
estructuras en el universo (tales como galaxias, cúmulos
de galaxias y supercúmulos). Las galaxias y macroestructuras
que se han observado en el universo se formaron a partir del colapso
gravitacional de la materia contenida en regiones donde la densidad
de la materia en épocas remotas presentaba pequeños
aumentos con respecto al valor medio. Si la materia y la radiación
existían en el universo temprano en forma de equilibrio
termodinámico, es de esperarse que esas fluctuaciones en
la materia también se manifiesten en la radiación.
Estas son las anisotropías encontradas por el COBE.
Bohdan Paczynski de la Universidad de Princeton propuso la idea
de usar el efecto de lente gravitacional predicho por Einstein
para buscar en nuestra Galaxia objetos astronómicos no
visibles. Cuando uno de estos objetos se interpone entre una estrella
lejana bajo observación y el observador mismo, el brillo
de la estrella aumenta momentáneamente por la curvatura
de las trayectorias de los rayos de luz. Además, existía
una fuerte motivación por buscar estos objetos ya que,
como lo había descubierto Vera Rubin estudiando las curvas
de rotación de las galaxias, se requiere más masa
de aquella observada directamente por telescopios para explicar
la dinámica de las galaxias espirales. De no ser por esta
materia 'oscura' adicional, no existiría la gravedad suficiente
para mantener a las galaxias rotando a las altas velocidades que
se han registrado, y rápidamente sus estrellas se desprenderían.
En los primeros meses de 1993 tres grupos de astrónomos
ya habían observado la amplificación del brillo
de estrellas que se esperaba de la presencia de MACHOS (del inglés
Massive Compact Halo Objects). Desde estas primeras observaciones
se han detectado otras ocurrencias (4 en dirección de la
Nube de Magallanes y 40 en dirección del centro de la Galaxia),
confirmando así la presencia de "materia oscura".
Estos objetos MACHO a los cuales no tenemos acceso con telescopios
ópticos, pueden ser planetas como Júpiter o estrellas
(brown dwarfs) que nunca llegaron a tener la suficiente masa para
disparar el proceso de fisión nuclear que le permite tener
brillo propio. Se ha podido determinar que la cantidad de masa
oscura en el universo en forma de MACHOS es una pequeña
fracción de la masa que se requiere para hacer que el universo
tenga una geometría Euclidea (Omega=1), de hecho se calcula
que si sumamos toda la materia oscura en forma de MACHOS en nuestra
galaxia apenas se llega a un 19% del halo galáctico.
Este tema nos brinda la oportunidad de mencionar el famoso problema
de la 'materia oscura del universo'. El problema tiene origen
en un fuerte argumento teórico que exige un valor de Omega=1,
mientras que el valor de Omega inferido directamente de observaciones
es de apenas 0.05. ¿Dónde está el resto de
la materia necesaria para hacer que Omega sea igual a 1? Esta
es la hipotética 'materia oscura'.
El argumento teórico que motiva Omega=1 son los modelos
inflacionarios, que han tomado muchísima fuerza y generado
un profundo interés debido a su gran poder para resolver
tres problemas cosmológicos que ponían en peligro
las bases mismas del modelo del "Big-Bang": el problema
de la causalidad, el problema de la planitud, y el problema de
los monopolos magnéticos. El problema de la causalidad
surge al momento de preguntarse porqué la radiación
cósmica de fondo presenta la misma temperatura (dentro
de una parte en 105) cuando sabemos que dos puntos del cielo separados
por una distancia angular superior a los 2 grados no han podido
estar en contacto causal en la historia del universo. El problema
de la planitud se refiere al hecho de que no obstante nuestra
ignorancia respecto al valor exacto de Omega, sí sabemos
que este parámetro no puede tener un valor muy alejado
de 1. Ahora bien, también sabemos que en un universo Euclideo
Omega es siempre fijo (=1), no evoluciona con el tiempo. En contraste,
en un universo abierto o cerrado el valor de Omega evoluciona
rápidamente, de tal forma que sería poco probable
que después de 15 mil millones de años de evolución
el parámetro Omega alcanzara hoy un valor tan cercano
a 1 como para permitir un universo donde pueda evolucionar la
vida y formar seres pensantes que leen y escriban estas cosas.
Por último, el problema de los monopolos magnéticos,
entre otras cosas permitidos por las ecuaciones de Maxwell y usados
por Dirac para explicar la cuantización de la carga eléctrica,
consiste en la no observación de estas partículas
tan útiles (por lo menos a la teoría). La historia
de la física de partículas nos ha enseñado
una lección de esas que no se escriben en libros pero que
se aceptan de modo implícito, y es que si hay algo que
no lo prohibe la teoría entonces existe en la vida real
fuera de las ecuaciones. La lista de ejemplos es larga e interesante:
la predicción y el subsecuente descubrimiento de las partículas
Omega, W, Z, etc. Se esperaría que igual sucediera con
los monopolos magnéticos, sin embargo, hasta el día
de hoy excepto por el solitario evento de Blas Cabrera de la Universidad
de Stanford en febrero de 1982 en Stanford, no se ha podido establecer
la existencia de estas partículas. Los modelos inflacionarios
ofrecen una solución simultánea a estos tres problemas
y por eso han cobrado tanta fuerza.
Los modelos inflacionarios son tan atractivos, que inclusive algunos
cosmólogos como George Ellis han llegado a afirmar que
éstos han tenido una incidencia negativa en el desarrollo
de la cosmología debido al excesivo énfasis que
se le da a la convicción de un Omega=1 cuando la evidencia
experimental se inclina claramente a favor de Omega<1. Veamos
ahora los argumentos que soportan Omega<1. Toda la materia
visible en la esfera celeste a partir de la luminosidad de las
galaxias nos da una primera idea de la cantidad de materia en
el universo, ésta es de Omega=0.005. Sumándole
a ésta, la materia oscura que sabemos que debe existir
en los halos de las galaxias para explicar las curvas de rotación,
el valor de Omega sube a 0.04. La nucleosíntesis de los
elementos livianos (He, D) pone una cota a la cantidad de materia
bariónica de 0.01<Omegabh2<1<0.015 (donde h es
la constante de Hubble en dimensiones de 100 Km s-1 Mpc-1). El
argumento de la dinámica de galaxias extendido a los cúmulos
de galaxias indica la existencia de materia oscura consistente
con Omega=0.2. A partir de observaciones de velocidades peculiares
de galaxias se infiere un valor de Omega entre 0.1 y 0.3. Las
anisotropías de la radiación cósmica de fondo
también son sensibles a la geometría y el análisis
de los datos existentes son consistentes con Omega en el rango
0.2 - 0.8. Por último citamos el argumento de la edad del
universo, que parece indicar valores de Omega<1.
La edad del universo es un debate tan viejo como el mismo modelo
del "Big-Bang". Recordemos que la determinación
de la edad del universo usando los primeros valores disponibles
de la constante de Hubble dieron resultados que parecían
indicar que la Tierra era más vieja que el universo mismo!
Este resultado fue de gran utilidad para Gold, Bondi y Hoyle con
su modelo de estado estacionario, pero más tarde gracias
a las correcciones que hizo Baade a la calibración de distancias
por Cefeidas variables, se pudo resolver esta inconsistencia.
Hoy, con la precisa determinación de la edad de las estrellas
en cúmulos globulares (entre 13 - 14 mil millones de años)
vuelve a aparecer una posible inconsistencia. La edad del universo
es proporcional al inverso de la constante de Hubble (t=A/H, donde
A es una constante que depende de la geometría, por ejemplo
A=2/3 para Omega=1 mientras que A=0.9 para Omega=0.1), de tal
manera que el problema de la edad del universo termina siendo
el problema de la constante de Hubble. La polémica entre
los dos campos de batalla en torno al valor de la constante de
Hubble (de Vaucouleurs versus Sandage) continua con igual intensidad
hasta el día de hoy: el grupo que usa Cefeidas variables
como calibradores de distancia sostiene un valor de h=0.8, mientras
que el grupo que usa supernovas tipo Ia como indicadores de distancia
obtienen valores de h=0.5 - 0.6. Un valor bajo para h implicaría
un universo mayor a los 15 mil millones de años mientras
que un alto valor de h implicaría edades del universo muy
pequeñas y en contradicción con las edades de estrellas
en cúmulos globulares. Si efectivamente h se comprueba
que tiene un valor de 0.8 - 0.9 la consistencia del modelo se
puede salvar con un Omega<1 (que hace mayor la edad del universo
a través de la constante de proporcionalidad A). Vale la
pena mencionar los esfuerzos de los seguidores de modelos inflacionarios
por mantener viva la teoría inflacionaria quienes indican
que inclusive con Omega<1 se puede mantener el espacio plano
(que es el supuesto bajo el cual se construyen estas teorías)
si se incluye una constante cosmológica no nula.
A partir de los argumentos mencionados se puede apreciar la abrumadora
evidencia experimental a favor de un universo abierto (Omega<1).
Sin embargo sabemos que tiene que existir algo de materia oscura
por ahí. No toda la materia puede ser de naturaleza bariónica
según lo indican los cálculos de nucleosíntesis
de los elementos livianos en el universo temprano . Por eso los
candidatos favoritos para llenar el lugar de la materia oscura
son partículas que interaccionan débilmente tales
como los neutrinos, y otras partículas de carácter
hipotético predichas por los modelos de unificación.
Los neutrinos no tienen masa según lo indican los experimentos,
pero si algún día se llega a medir masa no nula
de los neutrinos hay suficientes teorías que podrían
acomodar este hecho. Es posible que tengan una masa muy pequeña
que no se ha podido detectar debido a las dificultades experimentales
que se presentan. Medir la masa directamente resulta muy difícil,
pero es posible determinar su masa si ésta es no nula por
métodos indirectos. Existen indicaciones de un posible
neutrino masivo en por lo menos dos tipos de experimentos. Uno
de ellos fue llevado a cabo durante la explosión de la
supernova 1987A que mandó a Tierra una intensa lluvia de
neutrinos. Algunos de los experimentos detectaron este frente
de neutrinos con una dispersión en su tiempo de llegada
lo cual revela que las partículas tienen masa. Es decir,
si los neutrinos no tuvieran masa (como los fotones) llegarían
simultáneamente puesto que las partículas de masa
cero solo pueden viajar (en el vacío) a una velocidad fija
e igual a la velocidad de la luz. Otra serie de experimentos que
han dado lugar a extensos estudios sobre la naturaleza de los
neutrinos, son los experimentos de neutrinos solares. La física
nuclear que explica el mecanismo de generación de energía
en el Sol parece ser bien establecida e indica que un 3% de la
energía que emana del Sol debe serlo en forma de neutrinos.
Cuando se hace el intento de detectar estos neutrinos en la Tierra,
la respuesta es que no llega el flujo esperado. Tanto los experimentos
de Davis, Kamiokande, GALLEX y SAGE indican que a la Tierra solo
llega una fracción de 0.3 a 0.5 de los neutrinos esperados.
Una manera de explicar esta discrepancia es dando masa al neutrino,
ya que la Mecánica Cuántica le permite a los neutrinos
que tienen masa cambiar de un tipo a otro (neutrinos tipo electrón
a neutrinos tipo muón, por ejemplo). De esta forma se dice
que los neutrinos solares no detectados han oscilado o han mutado
a otro tipo de neutrinos que nuestros detectores no pueden ver.
Con el desarrollo de detectores de radiación gama y la
posibilidad de detectar materia oscura mediante el efecto de lente
gravitacional se han abierto dos ventanas nuevas al universo.
Mediante observaciones de radiación gama desde plataformas
espaciales se descubrieron fuentes astronómicas que emiten
una cantidad extraordinaria de energía en forma de radiación
gama (las "explosiones gama"). Estas dos nuevas ventanas
al cosmos están mostrando aspectos desconocidos de la Galaxia
y en el caso de las explosiones gama se ha generado un gran debate
sobre la naturaleza de estas misteriosas erupciones de energía.
La base de datos de explosiones gama crece a razón de una
explosión gama por día. Los detectores del observatorio
espacial Compton Gama Ray Observatory de la NASA (GRO) siguen
detectando explosiones de energía que en un solo evento
emiten mucha más energía que los miles de millones
de estrellas en una galaxia. Las explosiones gama se manifiestan
como intensos pulsos de radiación con duración desde
pocos milisegundos hasta 30 segundos y sus direcciones de procedencia
parecen indicar que éstos eventos se distribuyen uniformemente
en el espacio. En la literatura científica han aparecido
hasta el momento más de 2000 artículos que tratan
de interpretar estos eventos, sin embargo no se ha logrado un
consenso.
El 22 de abril de 1995 en el mismo auditorio donde Shapley y Curtis
llevaron a cabo el célebre debate sobre la naturaleza de
las 'nebulosas espirales' otros dos eminentes astrónomos
se encontraron para confrontar las diferentes hipótesis
acerca de la naturaleza de las misteriosas erupciones de rayos
gama de muy alta energía. Bohdan Paczynski de la Universidad
de Princeton y Donald Lamb de la Universidad de Chicago expusieron
la evidencia experimental disponible acerca del lugar y la naturaleza
de estos eventos. Tal como sucedió en el debate de 1920,
Lamb y Paczynski llegaron a dos conclusiones totalmente diferentes:
para Lamb las explosiones gama son evidencia de un fenómeno
local, mientras que para Paczynski éstas tienen origen
extragaláctico.
El astrofísico Tsvi Piran de la Universidad Hebrea de
Jerusalén, explica las explosiones gama como el producto
de un choque entre dos estrellas de neutrones en un sistema binario.
La mayoría de las estrellas en el universo forman parte
de sistemas binarios, es decir se encuentran en pares confinadas
por la acción de la gravedad girando una en torno a la
otra. Un sistema binario pierde energía lentamente debido
a las ondas gravitacionales que emite y como resultado la distancia
entre las dos estrellas se reduce hasta el punto de generar un
colosal choque entre ellas. Las enormes cantidades de energía
liberadas en estos furiosos eventos cósmicos serían
las explosiones gama registradas por los detectores del GRO.
Un estudio de la distribución espacial, el brillo y el
espectro de los pulsos gama da peso a la hipótesis según
la cual el origen de estos eventos corresponde a distancias cosmológicas.
Sin embargo, aún existen muchas dudas referentes a la fenomenología
de estos eventos, tanto que Donald Lamb ha expuesto un panorama
verosímil en el que las explosiones gama tienen origen
en nuestra propia Galaxia. Según Lamb, las estrellas de
neutrones en nuestra vecindad se convierten en potentes fuentes
emisoras de rayos gama cuando una porción de materia colisiona
con la estrella. Tal como sucedió en el debate de 1920
entre Shapley y Curtis, es posible que los dos bandos tengan parte
de razón. La respuesta definitiva tendrá que esperar
a las nuevas observaciones que hoy se planean.
Ante la gran cantidad de nuevos e inesperados fenómenos
con los que el cosmos nos recuerda nuestro insignificante papel,
cabe preguntarse ¿en qué estado se encuentra el 'modelo
estándar? El modelo del Big-Bang, contrario a lo que parecen
indicar los periódicos, no está en crisis. Que el
universo pasó por una época caliente y densa y que
tiene una edad finita, es una afirmación que goza de un
sólido sustento experimental: la expansión del universo
(Hubble y Slipher, 1929), la explicación de la abundancia
de los elementos livianos (e.g. 25% He, 75% H, Gamow 1946), el
descubrimiento de la radiación cósmica de fondo
(Penzias y Wilson 1965), la comprobación de que la radiación
cósmica de fondo sigue una distribución Plankiana
(COBE, 1992) y el descubrimiento de las anisotropías en
la radiación cósmica de fondo (COBE, 1992). Hasta
este punto no hay controversia. Como dice el cosmólogo
de Berkeley Joseph Silk el modelo del Big Bang tiene tanta fuerza
y coherencia que es imponente ('compelling') y que seguramente
nuestras teorías futuras del Cosmos de alguna manera van
a incorporar el modelo de Big-Bang. El problema resulta al no
tener claridad sobre qué es lo que comprende el 'modelo
estándar'. Si incluimos en el modelo estándar los
modelos inflacionarios, por ejemplo, los cosmólogos estaríamos
expuestos a una constante crítica. Los modelos inflacionarios
no han sido probados experimentalmente y el problema de la materia
oscura generado por la inflación, es un tema sobre el cual
todos los días aparecen nuevos hallazgos que hacen mover
la balanza de un lado al otro sin convergencia muy clara. No
podemos olvidar que estamos construyendo una cosmología
científica y que de nada sirve un hermoso modelo del universo
sin el sustento experimental (¿Recuerdan a Tolomeo?). Una
dificultad que persigue a los cosmólogos es que estamos
tratando un tema con raíces profundamente filosóficas
y que el poder de las convicciones filosóficas puede ejercer
grandes influencias al momento de construir la teoría.
Un ejemplo muy claro lo brinda el clarísimo prejuicio
filosófico que persiguió a los cosmólogos
de principio de siglo (incluido Einstein) cuando estos insistían
ciegamente en construir un universo estático. La leyenda
es bien conocida y además en el caso de Einstein, ilustra
su voluntad de cambiar premisas fuertemente arraigadas ante la
evidencia experimental. George Ellis dice que los modelos inflacionarios
cuando se les toma por su belleza puramente teórica e ignorando
la carencia de soporte experimental se convierten en un obstáculo
parecido al prejuicio del universo estático. Inclusive
el mismo modelo del Big-Bang tendrá que ser abandonado
el día que aparezcan observaciones que demuestren contradicción.
En este contexto Eric Lerner hace una crítica interesante
al modelo del Big-Bang cuando se refiere a la actitud de algunos
de sus más serios proponentes que se cierran a la posibilidad
de modelos alternativos. Lerner trabajó en el grupo de
Hannes Alfvén y han hecho importantes contribuciones a
la astrofísica con sus estudios de plasmas en campos electromagnéticos.
Es cierto que el modelo del Big-Bang es la alternativa más
sólida, pero nadie está predicando la última
teoría del Cosmos. De serlo así se estaría
haciendo un gran daño a la cosmología ya que se
estaría 'dogmatizando' y esta actitud es diametralmente
opuesta a la ciencia. La percepción de rigidez y 'dogmatismo'
por parte de los no expertos es quizá producto de la complejidad
misma del tema, y la mala tarea de los cosmólogos como
comunicadores y divulgadores que presentamos el conocimiento presente
como algo acabado.
El avance de la humanidad ha estado estrechamente ligado al reconocimiento
y entendimiento de nuestra posición en el espacio-tiempo.
Profundizar en el conocimiento del cosmos ha sido siempre una
fuente de enriquecimiento para las civilizaciones y la humanidad.
No obstante el incremento acelerado del conocimiento acerca del
cosmos desde el trabajo de Herschel, el número de incógnitas
sobre el universo es ahora muchísimo mayor que las dudas
de ese entonces. La tarea que nos queda es dura, pero es fascinante
comprobar que el universo es comprensible.
