APUNTES ACERCA DE LA ESTRUCTURA DEL UNIVERSO
¿Como se lograron medir las distancias de las galaxias? ¿Que es una cefeida?
Las primeras estimaciones espaciales realizadas fuera del sistema solar fueron las mediciones de las distancias de las estrellas más próximas a partir de sus movimientos aparentes con el transcurso de la órbita anual de la tierra entorno al sol. Dicho movimiento paraláctico, distinto de los efectos de aberración lo observó por primera vez Henderson, en 1832. El método de paraleje estelar solo podía utilizarse para averiguar las distancias de las estrellas más próximas. En 1912 se descubrió otro método de mucho mayor alcance pqrtiendo de los brillos aparentes de las estrellas. Se halló que las estrellas que variaban regularmente de brillo eran de dos tipo:
Otro método se basaba en la suposición de que las estrellas con el mismo tipo de espectro tenían el mismo brillo intrínseco, de manera que su brillo aparente era una medida de su distancia relativa a la tierra. En 1918 Shapley (en Monte Wilson) utilizó estos métodos de determinación de distancias estelares para estimar la forma y el tamaño de nuestra galaxia. Descubrió que la Vía Láctea era un disco aplastado de 300.000 años luz de diámetro y un grosor de 10.000 años luz. En 1924 Hubble (en Monte Wilson) examinó las pequeñas nebulosas blancas y resolvió que algunas nebulosas espirales más próximas eran estrellas individuales, algunas eran cefeidas variables. Así demostró que las verdaderas nebulosas espirales (galaxias) se hallaban a una distancia del orden de 1 millón de años luz del sistema solar, estando fuera de la Vía Láctea. Calculando las distancias de las nebulosas a partir de su brillo aparente, Hubble descubrió que las nebulosas visibles más distantes estaban a unos 500 millones de años luz
Otra línea de investigación fue la derivada de un principio enunciado por el físico australiano Doppler en 1845, según el cual el movimiento de una fuente de movimientos ondulatorios cambia de frecuencia. Una velocidad de alejamiento relativa a un observador disminuía la frecuencia de los movimientos ondulatorios, y en el caso de la luz, la radiación se tornaba más roja, mientras que una velocidad de aproximación aumentaba la frecuencia, y en el caso de la luz las vibraciones luminosas se desplazaban hacia el azul del espectro. Higgins en 1868, basándose en este principio mostró que la estrella Sirius se estaba alejando. En 1912 Slipher halló, por el mismo principio, que la nebulosa Andrómeda se estaba acercando al sistema solar, y en 1917 consideró que esto era un caso excepcional, ya que la mayoría de las nebulosas parecía que se alejaban. En 1929 Humason (en Monte Wilson) examinó los espectros de las nebulosas más distantes y descubrió que la luz que emitían se tornaba progresivamente más roja cuanto más lejos estaban del sistema solar.
¿A qué conclusión llegó Hubble sobre la causa del corrimiento hacia el rojo de las líneas espectrales de objetos distantes?
En 1930 Hubble propuso una ley por la que el desplazamiento al rojo de la luz emitida por una nebulosa dada era directamente proporcional a su distancia al sistema solar, y, basándose en el efecto Doppler, la ley indicaba que cada nebulosa se estaba alejando con una velocidad del orden de 47.000 kilómetros por segundo; la ley de Hubble se interpretó como que el universo estaba en expansión.
¿Por qué se dice en ocasiones que la expresión "constante de Hubble" es impropia?
Además, Hubble relacionaba la velocidad de alejamiento de los cuerpos con la distancia que los separaban de nosotros a través de una constante, la "constante de Hubble", que a veces se dice que es impropia debido a que si la distancia aumenta lo hace también la velocidad en proporción a la constante, de manera que si la distancia es muy grande la velocidad podría superar la velocidad de la luz, cosa que no tuvo encuenta Hubble y no es posible para la Teoría de la relatividad de Einstein.
Las primeras estimaciones temporales se hicieron suponiendo que las velocidades de las nebulosas hubiesen sido constantes en tiempos pasados, con estos datos Hubble calculó que hace 1.800 millones de años debieron estar juntas, entonces las nebulosas comenzaron a apartarse unas de otras, acontecimiento que marcó el tiempo cosmológico medible, poniendo un límite a la edad del universo. Eddington sugirió que la velocidad de alejamiento de las nebulosas había aumentado con el tiempo, aumentando la fecha del origen del universo entre 10.000 y 90.000 millones de años.
Tales estimaciones de la duración del universo variaban considerablemente, ya que dependían en considerable medida de la teoría cosmológica aceptada, de que se supusiese que el espacio del universo fuera finito o infinito, euclideo o no-euclideo, en expansión o estático, y en el caso de expanderse, la tasa concreta de expansión en una época dada.
Las teorías cosmológicas del siglo XX son tan numerosas y variadas como lo fueron las teorías del éter del siglo XIX, de las que en cierto sentido son herederas. Ambas pertenecen a una tradición que ha tratado de explicar los fenómenos de la naturaleza en términos de un continuo cósmico, un espaciotiempo geométrico en el primer caso, y un éter mecánico que lo llena todo en el segundo. A esta tradición pertenece el trabajo de Einstein al poner fin a los modelos de éter con su teoría de la relatividad, construyendo el primer modelo del mundo de este siglo.
En 1915, Einstein amplió la teoría de la relatividad restringida para incluir los movimientos acelerados, formulando la teoría general, de la que la anterior resultaba como un caso especial. En términos generales, el principio básico de la teoría era la equivalencia entre la aceleración y la gravitación, y su característica más destacada la geometrización de la fuerza gravitatoria, que venía representada ahora por la curvatura del espacio-tiempo, para el cual empleó formalismos mateméticos no euclideos.
A partir de las leyes de Newton y la condición de que, a gran escala, el universo era estático, un supuesto propio de la física del siglo XIX, no se podía elaborar ningun modelo de universo. La teoría de la relatividad general supuso un nuevo marco para las formulaciones de modelos cosmológicos, algo que intento el mismo Einstein el 1917 con el modelo conocido como "universo de Einstein". Supuso un modelo estático, y tropezó con las mismas dificultades del modelo newtoniano; para eliminarlas, introdujo un término que representaba la existencia de una fuerza de repulsión, significativa sólo a escala cosmológica. En este modelo se suponía una distribución uniforme de materia, el espacio estaba curvado, y el universo era finito.
En 1917 Einstein se planteó el problema de si el espacio y la materia del universo eran finitos o infinitos. Aceptando el punto de vista de Mach de que la masa de un cuerpo estaba determinada por el resto de la materia del universo, Einstein señaló que en una infinitud de materia cada objeto tendría infinita masa e inercia. Por otro lado, si el universo tuviese un límite finito en el espacio euclideo, la materia de dentro del universo no estaría en equilibrio con el espacio vacío de fuera, con lo que dicho mundo no costituiría un sistema estable. A fin de superar esta dificultad, Einstein sugirió que el universo podría tener un volumen finito, pero nó límites finitos, tal y como ocurriría si el espacio fuese el análogo tridimensional de la superficie bidimensional de una esfera, que tiene un área finita pero no límites, esto es, el área no tiene bordes. Todas la áreas puntuales de la superficie de una esfera son simétricas y equivalentes entre sí, cosa que también habría de ocurrir con los análogos tridimensionales, los volúmenes puntuales del espacio esférico. Así, los volúmenes unidad de la materia en el espacio esférico serían todos iguales sin que hubiese caso límite especiales, como las partículas del borde de un universo finito en el espacio euclideo. Debido a la ausencia de casos límite especiales, todos los observadores del mundo de Einstein serían equivalentes, observando los mismos fenómenos y obteniendo la misma información, tal y como exige la teoría especial de la relatividad.
Según la teoría general de la relatividad, un agregado de materia está asociado a la curvatura local del espacio que se muestra como un campo gravitatorio. Así pues. la curvatura del espacio varía entre un punto y otro del mundo de Einstein, aunque es posible obtener la curvatura media general del espacio suavizando las curvaturas locales o, lo que es equivalente, promediando la materia del universo por todo su volumen. El número de volúmenes unidad de la materia en el mundo de Einstein determina así el radio de curvatura de su espacio esférico a la manera en que el número de área unidad que componen la superficie de una esfera determinan su radio. Tras derivar una fórmula que relacionaba la curvatura media del espacio con la cantidad de materia del universo, Einstein calculó la masa del universo y las curvaturas de su espacio, suponiendo que la densidad de materia en nuestro cúmulo local de galaxias, la Vía Láctea, Andrómeda, y otras, era igual a la densidad de materia en el resto del universo. Supuso que las velocidades de los cuerpos en el universo eran pequeñas comparadas con la velocidad de la luz, de modo que la estructura espacial de este mundo no variaba con el tiempo. En realidad el tiempo era una dimensión aparte en el mundo de Einstein, siendo el espaciotiempo un análogo cuatridimensional de un cilindro, una combinación de espacio esférico y tiempo lineal.
Describir el modelo de universo que propuso Sitter y compáralo con el que préviamente había propuesto Einstein.
En la misma época de Einstein, G. Sitter propuso otra solución del modelo relativista, en la que el universo se consideraba vacío de materia. Siguiendo a Mach Einstein había supuesto que una partícula en un universo vacío de otra materia no tendría masa ni inercia, pero Sitter mostró en 1917 que esto no tenía que ser así necesariamente si el espacio y el tiempo se combinasen de manera que el espaciotiempo fuese el análogo cuatridimensional de una esfera. Una partícula de prueba, tal como una nebulosa, introducida en el mundo de Einstein, permanecería en reposo en caso de no tener movimiento inercial, pero en el mundo de Sitter retrocedería de inmediato con una velocidad siempre en aumento.
El mundo de Sitter estaba lleno de movimiento, pero carecía de materia, mientras que el mundo de Einstein estaba lleno de materia pero no contenía movimiento. Ambos eran modelos extremos, considerándose más tarde como representaciones posibles del comienzo inicial o del resultado final de la evolución cósmica, pero no modelos del universo tal y como es. La estabilidad del mundo de Einstein dependía del equilibrio de atracción gravitatoria y repulsión cósmica, mientras que el vacío del mundo de Sitter se debía al dominio de la repulsión cósmica.
En la primera mitad de la década de 1920 A. Friedmann mostró que existían inifidad de soluciones compatibles con las ecuaciones de gravitación de Einstein si se abandonaba la suposición de que el universo era estático. Weyl, desarrollando el modelo de Sitter, encontro en el una propiedad particular: cualquier observador debía apreciar el enrojecimiento en las fuentes luminosas alajadas. Hubble, a finales de la década de 1920, descubrió el corrimiento al rojo de las galaxias, relacionandolo a través del efecto Doppler con su velocidad de recesión, aunque no se trataba exactamente del corrimiento de Sitter.
Tras la publicación de la ley de Hubble, que se interpretó como que el universo estaba en expansión, Eddington y Lemaitre mostraron que el mundo de Einstein era inestable, expandiéndose y contrayéndose si era perturbado, según la perturbación favoreciese la la repulsión cósmica o la gravedad. Si el mundo de Einstein se expandiese las nebulosas se alejarian las unas de las otras, con lo que finalmente la densidad de matreia del universo sería cero, produciendo las condiciones del mundo de Sitter. Einstein y Sitter demostraron en 1932 que si el universo estuviese en expansión, tal y como la ley de Hubble sugería, un modelo posible del mundo sería una cantidad finita de materia expandiéndose en un espacio euclideo infinito.
Se inventaron otros muchos modelos del universo cuya diversidad se sigue del hecho de que se precisan tres magnitudes para especificar un modelo del mundo, siendo solo dos de ellas las que se pueden determinar por observación:
- La masa del universo.
- La curvatura del espacio.
- la constante cosmológica introducida por Einstein para satisfacer
los requisitos de Mach de que la masa de un cuerpo estuviese determinada
por el resto de la masa del universo. Esta constante cosmológica
fué la que dió lugar en la teoría de Einstein a la
fuerza cósmica repulsiva.
Las dos magnitudes que podían determinarse por observación eran la tasa de expansión del universo, medida suponiendo que los desplazamientos hacia el rojo eran efectos Doppler, y la densidad media de la materia del universo, calculada suponiendo que es la misma que la densidad media observada en la materia en nuestro grupo local de galaxias.
La ausencia de criterios observacionales para decidir entre los varios modelos posibles del mundo algunos cosmólogos, como Eddington y Milne trataron de derivar sistemas teóricos relativos a la naturaleza del universo a partir de los procedimientos básicos del método científico. Eddington sugirió que las características del método de la ciencia determinaban el contenido y la naturaleza del conocimiento cietífico. El método científico no es un espejo en el que se refleja la naturaleza del mundo, sino un caleidoscopio que mediante su estructura determina las imágenes percibidas. Eddington consideró que la ciencia se ocupa solo de los aspectos cuantitativos y medibles de los fenómenos y no de los cualitativos, consideraba la medición de la longitud como algo básico en la física. Para desarrollar su sistema Eddington trató de calcular las constantes universales que son puros números de forma teórica y sin determinación experimental. Eddington basó sus cálculos en la teoría de un modelo de mundo finito, una versión en expansión del modelo estático de Einstein. Calculó el número total de partículas dividiendo la masa total del mundo de Einstein por la masa del protón, y también, de manera más abstracta, suponiendo que la masa de un electrón derivaba de su carga y la presencia de todas las demás partículas del universo, obteniendo del orden de 10**79
Se dió un nuevo paso cuando G. Lemaitre propuso un modelo de universo en expansión enraizado más en la física, e incluso en la teología, que en las matemáticas. De su modelo derivó una fórmula para el corrimiento al rojo, y sus ideas religiosas le hicieron ver en el momento inicial la misma creación. Propuso que el universo se originó de un "átomo primitivo" que se había ido desintegrando en partes o cuantos cada vez menores y de menor energía. Distinguió tres fases:
1- La fragmentación inicial daría partículas de
altas velocidades y radiación de alta energía.
2- La repulsióm cósmica se equilibraría más
o menos con la gravitatoria, y se producirían condensaciones que
darían lugar a las galaxias.
3- La última fase, la actual, estaría dominada por el
predominio de la fuerza de repulsión.
Un modelo diferente fue el propuesto por E. A. Milne, quien trató de derivar su sistema del método científico, y a diferencia de Eddington consideraba que la medición del tiempo era lo fundamental, ocupandose del movimiento temporal de los espacios cósmicos. Introdujo el llamado "principio cosmológico" que remontó a Einstein, por el cual todos los lugares del universo son equivalentes. En particular la hipótesis implica que el universo no tiene centro, pues todos los observadores veran alejarse de ellos a las galaxias que los rodean. Tampoco existe en su modelo la fuerza de repulsión cósmica responsable de la expansión, pues esta se debería al movimiento de dispersión en todas las direcciones de unas galaxias en movimiento, cumpliendose la ley de Hubble al cabo de un tiempo lo suficientem,ente largo. La equivalencia de los observadores requería que el número de galaxias fuese infinito para elimimar los bordes.
Describir la paradoja de Olbers. ¿Cómo se podría resolver?
Además, el creciente corrimiento al rojo "oscurecería" a las galaxias a medida que se alejasen, de modo que con esto quedaría resuelta la famosa "paradoja de Olbers", que se remontaba a Kepler y Halley, según la cual se consideraba que el universo tenía una estructura de "capas de cebolla", en cada una de las cuales se situaba un conjunto de estrellas, de forma que en las capas mas cercanas el número de estrellas era menor y pero la luminosidad, o brillo, de las mismas era menor, mientras que en las capas más alejadas el número de estrellas era mayor pero su luminosidad menor; de esta forma la relación entre el número de estrellas y la luminosidad era una constante en cada capa, y en general una constante en el universo. Esto implicaba que el universo estaba siempre iluminado de forma constante y no había zonas oscuras, y que las estrellas lejanas eran menos brillantes, más oscuras, que las estrellas cercanas..
Una consecuencia final es que los observadores, en el trasncurso del tiempo, acabarían por dejar de ver las galaxias (en 1930 el modelo fue descatrtado).Siguiendo a Einstein, Milne adoptó el punto de vista de que todos los observadores del universo eran equivalentes y que la luz tenía siempre la misma velocidad para dichos observadores. Mostró que la determinación de longitudes podía reducirse a la medición del tiempo empleado por la luz para atravesar dichas longitudes, eliminando así las reglas de medir rígidas que tanto Eddington como Einstein habían considerado esenciales para realizar mediciones espaciales. Milne consideraba que en general las teorías relativas a la estructura espacial del universo dependían de las teorías del movimiento. Señaló que al observar objetos distantes entre las nebulosas hemos de tener en cuenta que cuanto más lejos estén situadas, la luz proviniente de ellas inició su viaje tanto más pronto en la historia del universo. La luz percibida hoy partió de las nebulosas más próximas hace aproximadamente 500 millones de años con lo que tenemos que corregir el retraso temporal tanto más cuanto más lejos vayamos, a fin de dar con una imágen contemporánea del universo. Más la corrección aplicada depende de la escala temporal empleada, de modo que es posible construir distintos modelos del mundo utilizando diversas escalas temporales. Milne señaló que había dos escalas temporales fundamentales:
1- Una en la que las vibraciones luminosas suministraban las unidades
temporales, conocida como la escala de tiempo T.
2- Otra, a la que se aproximaba la escala de los relojes de péndulo,
denominada como la escala de tiempo "tau".
Si se adoptase la escala T, los desplazamientos hacia el rojo de la luz proveniente de las nebulosas mostraba que estas se estaban alejando con velocidades proporcionales a su distancia respecto a nuestra galaxia, ya que la teoría de la relatividad exigía que las unidades de tiempo señaladas por un cronómetro en movimiento, la fuente de vibraciones luminosas de la nebulosa, se alargase proporcionalmente a la velocidad del cronómetro respecto al observador. Así con la escala T, la ley de Hubble indican que las nebulosas han estado juntas en una pequeña región del espacio, comenzando a alejarse unas de otras hace 2.000 millones de años. Para preservar el princípio de que todos los observadores son equivalentes tiene que haber un número infinito de nebulosas, de no ser así los observadores de las nebulosas de movimientos rápidos del borde del universo en expansión tendrían una visión diferente a la de los observadores de las nebulosas de movimientos más lentos más cercanas a la región del origen. Así todos los observadores del universo percibirían un mundo aparentemente esférico de radio CT, siendo C la velocidad de la luz y T el tiempo transcurrido desde el origen del alejamiento de las nebulosas.
Eddington sugirió que las constantes de la naturalez estaban fijadas de una vez portodas, estando determinados sus valores por las características del modelo de mundo de Einstein, a partir del cual el universo se había desarrollado por expansión. Milne mostró que algo cambiaba con el tiempo. Según al teoría de la escala T la constante de gravitación y la constante de Planck aumentaban con el tiempo, de modo que los objetos se tornaban progresivamente más pesados y los sucesos subatómicos más imprecisos. Según la escala "tau" las constantes de gravitación y de Planck permanecían fijas, la duración del tiempo pasado había sido infinita y las nebulosas eran estacionarias.
Las diversas teorías relativas a la estructura espacial y temporal del universo propuestas hasta ahora han presentado un gran predominio de la teoría sobre la observación. Pero con los nuevos telescopios y la aparición de la radio astronomía lo empírico está pesando en los desarrollos de las nuevas teorías.
Las modernas teorías sobre la costitución de las estrellas se basan en la observación realizada en 1913 por Russell, de que el brillo de un grupo grande de estrellas es proporcional a sus temperaturas superficiales. Siguiendo la teoría de la contracción gravitatoria de Helmholtz, Russell sostenía que inicialmente una estrella constaba de una masa nebulosa difusa que se contraía bajo la fuerza de la gravedad, tornandose más caliente y densa hasta alcanzar una densidad crítica, momento en que la estrella comienza a enfriarse.
Describir la teoría del Big Bang. ¿Conoce alguna prueba en favor de esta teoría?.
El modelo de Lemaitre fue desarrollado por G. Gamow en la década de 1940, convirtiendose en la llamada teoría de "Big Bang" del origen del universo. Suponía un instante inicial del universo de inimaginable condensación. A partir de la explosión la temperatura descendería rápidamente, pero pasando por una fase en la que se desencadenaron reacciones nucleares, formándose a partir del ylem inicial, una especie de sopa de protones, neutrones, electrones y fotones altamente energéticos, los distintos elementos químicos. Gamow no pudo explicar la sucesiva formación a partir del helio, pero consideró que los elementos más pesados podrían haberse producido en el interioe de las estrellas. La teoría predice bastante bien la abundancia de elementos ligeros. Otra característica de la teoría es que predice que en los instantes iniciales habría una predominancia de la rediación, y ésta iría disminuyendo, a la vez que la materia iría aumentando, si bien en la actualidad todavía sumsistiría un fondo de radiación cósmica. Esta radiación fur detectada en 1965 por A. Penzias y R. Wilson.
Un modelo alternativo, que recoge las ideas de Milne, fue propuesto en 1948 por los matemáticos Bondi, Gold y Hoyle. Se la conoce como la "teoría de la creación continua" o "del estado fijo o estacionario", que postulaba la existencia infinita del universo. En ella extendieron el principio cosmológico de Milne al tiempo,extendiendo a la dimensión temporal el principio de Einstein de la equivalencia de todos los observadores en el espacio suponiendo que el universo presenta a cualquier observador el mismo aspecto en cualquier posición del espacio y del tiempo. Este "principio cosmológico perfecto" significa que el universo, a gran escala, no evoluciona. Aunque las galaxias pueden nacer y morir, a escala global este universo siempre presenta el mismo aspecto. Y esto se concilia con el universo en expansión que muestra la lay de Hubble postulando una creación continua de materia en todo el universo a fin de compense la disminución de la densidad media de la materia provocada por la recesión o alejamiento de las galaxias. Esta materia se origina al azar en todo el espacio en forma de átomos de hidrógeno, que darán origen a la formación de nuevas estrellas. Así este modelo, estacionario, no tiene que explicar el origen del universo, solo el origen de las galaxias.
El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo supuso
un espaldarazo a la teoría del Big Bang, y más cuando la
teoría del estado fijo, o de la creación continua, postulaba
una creación de materia que violaba las leyes de conservación
de la materia y la energía. Pero la nueva versión revisada
por Hoyle y Narlikar introduce una fuenete de energía negativa.
Esta idea se remonta a Dirac que al desarrollar la ecuación de ondas
relativista para el electrón, concibió a los positrones como
"agujeros" en un mar de energía negativa. De essta forma el aumento
del campo de energía negativa compensa la expansión, así,
aunque aumente la masa de energía negativa, su densidad no cambiará,
pues aumenta el volumen.
Pero la teoría que ha tenido más aceptación ha
sido la teoría del Big Bang, aunque ha dejado algunas cuestiones.
No especifica en la fase de expansión será indefinida o,
si en algún momento llegará a un límite y comenzará
a contraerse hasta llegar al "Big Crunch", que sería probablemente
un inmenso agujero negro, y que tal como mostró S. Hawking podría
estallar en un nuevo Big Bang. Aunque parece que la mateia observable no
sería suficiente para detener la expansión, no sabemos cuanta
"materia oscura" o no facilmente observable, existe en el universo; tampoco
sabemos como interviene este tipo de materia en la formación de
las galaxias.
Una prueba en favor de la teoría del Big Bang pueden ser las singularidades en el espacio, los agujeros negros, estudiados por Stephen Hawking.
En 1980, A. Guth sugirió un "modelo inflacionario", que llevó a la idea de un "metauniverso" poblado de "universos-burbuja", idea que se combinó con la "radiación de Hawking" de los agujeros negros que crearía algo así como una expansión superrápida que explicaría que estos universos-burbuja no pudiesen interactuar. Todo esto se halla ahora en investigación. El desarrollo de la física de partículas ha ido de la mano, a partir de Lemaitre, con el desarrollo de los modelos del unierso.
¿Qué son los agujeros negros?
Los agujeros negros son remanentes de estrellas tan masivas que, al morir, colapsan produciendo un inmenso campo gravitatorio; la masa extremadamente densa con una atracción gravitatoria tan poderosa que absorbe todo lo que se encuentra a su alrededor y no permite que nada escape, ni siquiera la luz. Por eso, precisamente, no emiten ningún tipo de radiación visible y, por lo tanto, son negros, invisibles. El único modo de detectar su presencia es mediante el estudio de las influencias gravitatorias que ejercen en su entorno. Pero en la actualidad los astrónomos han detectado una emisión sutil de rediación X procedente de los agujeros negros. Mientras un pequeño porcentaje de agujeros negros supermasivos generan un latido de rayos X al que los astrónomos han llamado "Nucleo Galáctico Activo", la inmensa mayoría de estos objetos colapsados son invisibles. Los últimos estudios han revelado que los agujeros negros no son tan invisibles; su débil emisión de rayos X los hace más fácilmente detectables.
Nuevas observaciones respaldan la teoría de que el agujero negro no precede al nacimiento de una galaxia, sino que evoluciona con la misma. Se alimentan del mismo colapso interno de gas que produce la formación de estrellas en la galaxia. Los últimos hallazgos demuestran que cuanto mayor es la galaxia, mayor es el agujero negro central. Además, los agujero negros de mayor densidad parecen desarrollarse sólo en las galaxias con forma elíptica; en las galaxias espirales no existen agujeros negros de alta densidad. Las galaxias con pequeños bulbos, como la Vía Láctea, sólo tienen pequeños agujeros negros. Si dos galaxias espirales con pequeños agujeros negros chocan, la fusión produciría una galaxia elíptica con condiciones para alimentar un agujero negros de mayor densidad en crrecimiento. Se han detectado enormes onjetos de este tipo en el centro de más de 30 galaxias.
Los "cuasares", los emisores más brillantes en el universo lejano, son la materia que se sumerge en un agujero negro y que alimenta su creciemirnto en el centro de una galaxia joven.
Las últimas investigaciones han revelado que el universo podría ser plano, y que se expandirse para siempre como si fuese un inmenso folio.
En conclusión, las teorías de unificación, hoy
en debate, al introducir la gravitación en una "teoría del
todo", podrían dar respuesta a las preguntas cosmológicas.