^[190] F. Hoyle, The Nature of the Universe, Blackwell, Oxford (1950), págs. 9-10, basado en charlas emitidas por BBC Radio en 1949. <<

^[191] A. S. Eddington, The Nature of the Physical World, Cambridge University Press, Cambridge (1928), pág. 85. <<

^[192] R. J. Pumphrey y T. Gold, Nature 160, 124 (1947); R. J. Pumphrey y T. Gold, Proc. Roy. Soc. B 135, 462 (1948); y T. Gold, Proc. Roy. Soc. B 135,492(1948). <<

^[193] Este término lo introdujo Hong-Yee Chiu en la revista Physics Today en mayo de 1964, donde escribió que «Hasta ahora se ha utilizado el excesivamente largo nombre “quasi-stellar radio sources” (fuentes de radio cuasiestelares) para describir estos objetos. Como su naturaleza es completamente desconocida, es difícil imaginar una denominación corta y apropiada para ellos que transmita sus propiedades esenciales de forma obvia. Por comodidad, en este artículo utilizaremos la forma abreviada “quasar”». <<

^[194] H. Bondi y T. Gold, «The Steady-State Theory of the Homogeneous Expanding Universe» («La teoría del estado estacionario del universo homogéneo en expansión»), Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 108, 252 (1948). <<

^[195] El factor de escala de la expansión del universo de De Sitter es a = exp(H₀t), donde H₀ es el ritmo de expansión constante del universo. <<

^[196] F. Hoyle, «A New Model for the Expanding Universe» («Un nuevo modelo para el universo en expansión»), Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 108, 372(1948). <<

^[197] En la década de 1980, cuando el universo de De Sitter se convirtió en la base de la teoría del universo inflacionario, esta propiedad de estabilidad del espacio de De Sitter se redescubrió y rebautizó teorema cósmico de no pelo. <<

^[198] http://​www.aip.org/​history/​cosmology/​ideas/​ryle-vs-hoyle.htm. <<

^[199] Se puede ver un relato detallado de la rivalidad entre las descripciones del universo del big bang y del estado estacionario, así como el rol de las observaciones astronómicas en la distinción entre una y la otra, en H. Kragh, Cosmology and Controversy: The Historical Development of Two Theories of the Universe, Princeton University Press, Princeton, New Jersey (1996), capítulos 4-7. <<

^[200] Por supuesto, en Gran Bretaña se alzaron fuertes voces entre los científicos oponiéndose a la fascinación por los principios cosmológicos. El más crítico fue Herbert Dingle, presidente en su momento de la Royal Astronomical Society y ruidoso opositor de la teoría especial de la relatividad de Einstein, que instaba a las personas que habían caído víctimas de la «universomanía» a «llamar a una pala pala, no principio agrícola perfecto». Para ver una explicación de este período de debate cosmológico, véase «Cosmology: Methodological Debates in the 1930s and 1940s» («Cosmología: debates metodológicos en las décadas de 1930 y 1940»), Stanford Encyclopedia of Philosophy, disponible on line en http://​www.seop.leeds.ac.uk/​entries/​cosmology-30s/. <<

^[201] Irónicamente, ya no se cree que la conservación del número de bariones que mantiene la diferencia entre el número de partículas y de antipartículas con carga bariónica sea una cantidad que se conserva en la Naturaleza. Por supuesto, no puede serlo si las distintas fuerzas de la Naturaleza están realmente unificadas en una «teoría del todo», porque eso impediría que los quarks y los leptones (como los electrones) pudieran desintegrarse convirtiéndose unos en otros. <<

^[202] A. Einstein, The Meaning of Relativity, Routledge, Londres (2003), pág. 132. <<

^[203] Carta a H. Rood, citada en H. J. Rood, «The Remarkable Extragalactic Research of Erik Holmberg» («La notable investigación extragaláctica de Erik Holmberg»), Publ. Astro. Soc. Pacific 99, 943 (1987). <<

^[204] La conexión entre esta disminución y la dimensión del espacio la notó por primera vez el filósofo Immanuel Kant, que señaló que la ley de gravedad del inverso del cuadrado de Newton era una consecuencia de que el espacio tuviese tres dimensiones. Si el espacio tuviese n dimensiones, estas fuerzas disminuirían según 1/rⁿ⁻¹ con el aumento de la distancia r. <<

^[205] Actualmente sabemos que los encuentros y colisiones entre galaxias eran muy comunes en el pasado y desempeñaron un importante papel en el proceso de dar forma y tamaño a la amplia gama de tipos de galaxias que vemos en el universo. Holmberg no lo sabía, pero sospechaba que estos encuentros cercanos podían ocurrir y dejar efectos observables. <<

^[206] Holmberg ha simplificado las cosas haciendo que las galaxias fuesen planas y bidimensionales. También supone que todas las interacciones tienen lugar en el mismo plano (el tablero de la mesa en su modelo). <<

^[207] E. Holmberg, Astrophys. J. 94, 385 (1941). Véase también Rood, «The Remarkable Extragalactic Research of Erik Holmberg», pág. 921. <<

^[208] Este desarrollo ha hecho que la expresión y análisis de los datos astronómicos sea mucho más visual. El papel de las imágenes en astronomía ha pasado a ser de extrema importancia, y se ha visto también impulsado por la evolución del ordenador personal. Para un comentario sobre estos desarrollos y en general sobre la historia de las imágenes en ciencia, véase J. D. Barrow, Cosmic Imagery: Key Images in the History of Science, Bodley Head, Londres (2008). <<

^[209] K. Waterhouse, The Passing of the Third-Floor Buck, Michael Joseph, Londres (1974). <<

^[210] Bondi y Lyttleton no conocían la proposición de Einstein, efectuada en 1924, de que este tipo de desequilibrio de carga podría explicar los campos magnéticos del Sol y de la Tierra. Einstein pronto abandonó la idea, después de que los experimentos de A. Piccard y E. Kessler en 1925 indicaran que el desequilibrio de carga era menor de 10⁻²⁰e, lo que descartaba el nivel de desequilibrio que Einstein necesitaba. <<

^[211] A. M. Hillas y T. E. Cranshaw, Nature 184, 892 (1959). <<

^[212] J. G. King, Phys. Rev. Lett. 5, 562 (1960). <<

^[213] A los matemáticos les interesará saber que el escritor y productor de cine I. A. L. Diamond (nacido Domnici en Rumania; su apellido familiar fue cambiado en EE.UU.), que siempre sostuvo que sus iniciales significaban Interscholastic Algebra League (Liga de Álgebra Interescolar), era un destacado matemático durante la secundaria que ganó diversas medallas de oro en Olimpiadas Matemáticas en EE.UU. durante el período 1936-1937. Luego empezó estudios en Columbia, pero abandonó sus planes para investigar después de que sus guiones y producciones de musicales de estudiantes atrajeran la atención de Hollywood y le ofreciesen un contrato. <<

^[214] Su autobiografía es muy recomendable: G. Gamow, My World Line: An Informal Autobiography, Viking, Nueva York (1970), aunque su proyecto autobiográfico quedó lamentablemente incompleto a causa de su muerte en agosto de 1968. <<

^[215] El gran cosmólogo ruso Yakob Zeldovich (véanse sus memorias, escritas por Remo Ruffini, en http://​arxiv.org/​abs/​0911.4825, pág. 2) decía que el hecho de que Gamow no regresase a la Unión Soviética lo hizo extremadamente impopular entre los otros físicos soviéticos, porque limitó la posibilidad de viajar al extranjero para todos ellos durante mucho tiempo. <<

^[216] G. Gamow, Physical Review 74, 505-6 (1948). <<

^[217] R. A. Alpher y R. Herman, Nature 162, 774 (1948). <<

^[218] R. H. Dicke, A Scientific Autobiography (1975), no editada, conservada por la National Academy of Sciences. <<

^[219] R. A. Alpher y R. Herman, Physics Today, 24 de agosto de 1988; R. A. Alpher y R. Herman, Genesis of the Big Bang, Oxford University Press, Oxford (2001). <<

^[220] La carta se reproduce en el artículo de A. A. Penzias, en F. Reines (ed.), Cosmology, Fusion, and Other Matters, Colorado Associated University Press, Boulder, págs. 29-47 (1972). Aquí se reproduce con la amable autorización de Arno Penzias. <<

^[221] F. Hoyle y R. J. Tayler, Nature 203, 1108 (1964). <<