8. ¿Cómo y cuándo empezó todo?
COMENCEMOS con un mito africano de una tribu bantú, los Boshongo del Congo. En el principio no había tierra, solo oscuridad aguada, y también —importante— el dios Bumba. Bumba tuvo un dolor de estómago y vomitó el sol. La luz del sol disipó la oscuridad y su calor evaporó parte del agua, dejando aparecer la tierra. Pero el dolor de estómago de Bumba seguía sin desaparecer, así que vomitó la luna, las estrellas, los animales y las personas.
En muchos mitos chinos sobre el origen aparece un personaje llamado Pan Gu, descrito a veces como un gigante peludo con cabeza de perro. Este es uno de los mitos de Pan Gu. Al principio no había una distinción clara entre el cielo y la Tierra: todo era una mezcla amorfa alrededor de un gran huevo negro. Dentro del huevo, encogido, estaba Pan Gu. Permaneció dormido dentro del huevo durante 18 000 años. Cuando por fin se despertó quiso escapar, así que cogió su hacha y picó hasta salir. Parte del contenido del huevo era pesado, y cayó para convertirse en la Tierra. La parte más ligera flotó para convertirse en el cielo. La Tierra y el cielo fueron creciendo a una velocidad equivalente a tres metros al día durante otros 18 000 años.
Algunas versiones de la historia muestran a Pan Gu empujando el cielo para separarlo de la Tierra, después de lo cual quedó tan cansado que murió. Varias partes de su cuerpo se convirtieron en el universo que conocemos. Su respiración se convirtió en el viento, su voz se convirtió en el trueno; sus dos ojos se convirtieron en la luna y el sol, sus músculos en tierra de labor y sus venas en caminos. Su sudor se convirtió en lluvia y sus cabellos, en estrellas. Los humanos son descendientes de los piojos que una vez vivieron en su cuerpo.
Por cierto, la historia de Pan Gu empujando el cielo para separarlo de la Tierra es similar al mito griego de Atlas (aunque probablemente no estén relacionados) que también empujó el cielo hacia arriba (aunque extrañamente, en los cuadros y las estatuas suele aparecer cargando con la Tierra sobre sus hombros).
Este es uno de los muchos mitos indios sobre el origen. Antes del principio de los tiempos había un gran océano negro de vacío, con una serpiente gigante enrollada en la superficie. Dormido sobre la serpiente estaba el señor Vishnu. Un día el señor Vishnu despertó alertado por una musiquilla procedente del fondo del océano de vacío, y una planta de loto le brotó del ombligo. En mitad de la flor de loto estaba sentado Brahma, sirviente de Vishnu. Vishnu le encargó a Brahma que creara el mundo. Y así lo hizo. ¡Sin problema! Y también todas las criaturas vivientes. ¡Fácil!
Lo que me disgusta un poco de estos mitos sobre el origen es que comienzan asumiendo la existencia de algún tipo de criatura viviente antes de que apareciera el propio universo, Bumba, Brahma o Pan Gu, o Unkulukulu (el creador zulú), o Abassi (Nigeria) o «el anciano del cielo» (para los Salish, una tribu de nativos americanos de Canadá). ¿No sería más lógico pensar que tendría que haber aparecido antes un universo de algún tipo, para proporcionar un lugar de trabajo al espíritu creativo? Ninguno de los mitos proporciona una explicación de cómo apareció el propio creador (suele ser masculino) del universo.
Así que no nos ayudan demasiado. Pasemos a lo que conocemos como la verdadera historia de cómo empezó el universo.
Cómo empezó todo en realidad
¿RECUERDAS que en el Capítulo 1 hablamos sobre los modelos que creaban los científicos para determinar cómo podría ser el mundo real? Después probaban cada modelo utilizándolo para realizar predicciones de cosas que podrían ver —o medidas que podrían ser capaces de tomar— si el modelo fuera correcto. A mitad del siglo XX había dos modelos de cómo había surgido el universo, llamados «estado estacionario» y big bang (gran explosión). El modelo estado estacionario era muy elegante, pero terminó demostrándose que era erróneo, es decir, que las predicciones basadas en él resultaron ser falsas. Según el modelo estado estacionario, nunca hubo un comienzo: el universo siempre había existido más o menos como es ahora. El modelo del big bang, por el contrario, sugiere que el universo comenzó en un momento concreto en el tiempo, en un tipo extraño de explosión. Las predicciones que se hicieron basadas en el modelo big bang siguen demostrando ser correctas, y por eso ahora es aceptado en general por la mayoría de los científicos.
Según la versión moderna del modelo big bang, todo el universo observable explotó hace entre 13 000 y 14 000 millones de años. ¿Por qué digo «observable»? El «universo observable» significa todo aquello de lo que tenemos alguna prueba. Es posible que haya otros universos inaccesibles a todos nuestros sentidos e instrumentos. Algunos científicos especulan, quizá de forma caprichosa, que puede haber un «multiuniverso»: una «efervescencia» de universos entre los cuales el nuestro es únicamente una «burbuja» más. O puede ser que el universo observable —el universo en el que vivimos y el único del que tenemos pruebas— sea el único universo real. De una forma u otra, en este capítulo me limitaré al universo observable. El universo observable parece que comenzó con el big bang, y ese destacado suceso ocurrió hace menos de 14 000 millones de años.
Algunos científicos te dirán que el propio tiempo comenzó con el big bang, y que no debemos preguntarnos qué ocurrió antes, igual que no tiene sentido preguntarnos qué es el norte del polo norte. ¿No lo entiendes? Yo tampoco. Pero lo que sí entiendo, más o menos, son las pruebas de que el big bang ocurrió y cuándo. De eso es de lo que trata este capítulo.
En primer lugar necesito explicar lo que es una galaxia. Ya hemos visto, en nuestra analogía con los balones de fútbol del Capítulo 6, que las estrellas están separadas por distancias gigantescas unas de otras, en comparación con las distancias entre los planetas que orbitan nuestro sol. Pero por muy separadas que estén, las estrellas se agrupan entre sí; y esos grupos se denominan galaxias. Esta es la fotografía de cuatro galaxias:
Cada galaxia se ve como un remolino blanco compuesto en realidad por miles de millones de estrellas, además de nubes de polvo y gas.
Nuestro sol es tan solo una de las estrellas que componen la galaxia concreta denominada la Vía Láctea. Se llama así porque en las noches oscuras podemos ver un extremo de la misma. La verás como un misterioso camino blanco que cruza el cielo, y quizá la confundas con una tenue nube blanca hasta que te des cuenta de lo que es, pero cuando lo hagas, estoy seguro de que te quedarás sin palabras, sobrecogido. Al estar dentro de la galaxia de la Vía Láctea, nunca podemos verla al completo, pero aquí puedes ver un dibujo de la totalidad, tal como se vería desde fuera, con nuestra posición señalada. Está marcada como «sol» porque a esta escala es imposible apreciar la diferencia entre el sol y cualquiera de sus planetas.
Y a la derecha se muestra una imagen —que no es un dibujo, sino una fotografía real tomada a través de un telescopio— de cientos de galaxias, cada una compuesta por miles de millones de estrellas, igual que nuestra Vía Láctea. No deja de sorprenderme, siempre que miro esa fotografía, que cada una de esas pequeñas lucecitas sea una galaxia entera, comparable con la Vía Láctea. Pero eso es lo que hay. El universo —nuestro universo observable— es un lugar muy grande.
Vamos ahora con el siguiente asunto importante. ¿Es posible medir la distancia que nos separa de cada galaxia? ¿Cómo? ¿Cómo sabemos a qué distancia está cualquier cosa en el universo? Para las estrellas cercanas el mejor método es utilizar algo denominado «paralaje» Coloca un dedo delante de tu cara y míralo con el ojo izquierdo cerrado. Ahora abre el ojo izquierdo y cierra el derecho. Ve alternando ambos ojos y observarás que la posición aparente de tu dedo salta de un lado a otro. Esto es debido a la diferencia entre los puntos de vista de tus dos ojos. Acerca aún más el dedo y los saltos serán mayores. Aleja el dedo y los saltos serán menores. Todo lo que tienes que saber es a qué distancia están tus ojos y podrás calcular la distancia de los ojos al dedo por el tamaño de esos saltos. Ese es el método de paralaje para el cálculo aproximado de distancias.
Ahora, en lugar de mirar a tu dedo, mira a una estrella en una noche oscura, alternando un ojo y otro. La estrella no se moverá en absoluto. Está demasiado lejos. Para poder hacer que una estrella «salte» de un lado a otro tus ojos tendrían que estar a ¡millones de kilómetros uno del otro! ¿Cómo podemos conseguir el mismo efecto de alternar los ojos a millones de kilómetros de separación? Podemos hacer uso del hecho de que la órbita de la Tierra alrededor del sol tiene un diámetro de 300 millones de kilómetros. Medimos la posición de una estrella cercana, frente a un fondo de otras estrellas. Después, seis meses más tarde, cuando la Tierra esté a 300 millones de kilómetros, en la posición opuesta de su órbita, medimos de nuevo la posición aparente de la estrella. Si la estrella está cerca, su posición aparente habrá «saltado». A partir de la longitud de ese salto, podremos calcular a qué distancia está la estrella.
Lamentablemente, el método de paralaje solo funciona para estrellas cercanas. Para las más alejadas, y también para otras galaxias, nuestros dos ojos alternativos necesitarían estar mucho más lejos que solo 300 millones de kilómetros. Tenemos que encontrar otro método. Podrías pensar que sería fácil hacerlo midiendo el brillo que parecen emitir las galaxias: seguramente, una galaxia más lejana debería brillar menos que una más cercana. El problema es que las dos galaxias podrían tener en realidad brillos diferentes. Es algo así como estimar lo lejos que está una vela. Si algunas velas brillan más que otras, ¿cómo podemos saber que estamos mirando a una vela brillante muy alejada, o a una vela de poco brillo que está más cerca?
Por suerte, los astrónomos han descubierto que ciertos tipos especiales de estrellas son lo que ellos denominan «velas estándar» Entienden lo suficiente de lo que está ocurriendo en esas estrellas como para saber cuánto brillo tienen; no cómo las vemos, sino su brillo real, la intensidad de su luz (o de los rayos X o algún otro tipo de radiación que podamos medir) antes de empezar un largo viaje hasta nuestro telescopio. También saben cómo identificar las «velas» especiales; y por eso, si son capaces de localizar al menos una de ellas en una galaxia, los astrónomos pueden utilizarla, con la ayuda de cálculos matemáticos muy precisos, para calcular lo lejos que está la galaxia.
Por tanto, tenemos el método del paralaje para medir distancias muy cortas; y una «serie» de distintos tipos de velas estándar que podemos utilizar para medir un rango de distancias, cada vez mayores, que nos separan de las galaxias muy lejanas.
Los arcos iris y el desplazamiento hacia el rojo
Muy bien, ahora ya sabemos qué es una galaxia y cómo calcular la distancia a la que se encuentra. El siguiente paso nos obliga a hacer uso del espectro de luz que vimos en el Capítulo 7 sobre el arco iris. Una vez me pidieron que escribiera un capítulo para un libro en el que varios científicos debían elegir alguna de las invenciones más importantes de todos los tiempos. Fue divertido, pero tardé mucho en elegir y casi todos los inventos importantes ya estaban cogidos: la rueda, la imprenta, el teléfono, el ordenador, etc. Así que elegí un instrumento que estaba seguro de que nadie elegiría, y es muy importante, aunque poca gente lo habrá utilizado alguna vez (y debo confesar que yo tampoco lo había hecho) Elegí el espectroscopio.
Un espectroscopio es una máquina de fabricar arcos iris. Si se conecta a un telescopio, captura la luz de una estrella o galaxia en particular y la separa como un espectro, igual que hizo Newton con su prisma. Pero es más sofisticado que el prisma de Newton, porque nos permite tomar medidas exactas de la dispersión del espectro de la luz de la estrella. ¿Medidas de qué? ¿Qué se puede medir en un arco iris? Bueno, ahí es donde comienza lo realmente interesante. La luz de las distintas estrellas produce «arcos iris» que son distintos en varios aspectos, y eso puede contarnos mucho sobre las estrellas.
¿Significa esto que la luz de la estrella tiene una variedad de nuevos colores extraños, colores que nunca hemos visto en la Tierra? No, en absoluto. Tú has visto en la Tierra todos los colores que tus ojos son capaces de ver. ¿Te resulta decepcionante? A mí sí, la primera vez que lo entendí. Cuando era un niño me encantaban los libros del Doctor Dolittle, escritos por Hugh Lofting. En uno de los libros el doctor vuela hasta la luna y queda encantado al ver un rango completamente nuevo de colores, nunca vistos antes por los ojos humanos. Me encantaba esa idea. Me resultaba atractivo el hecho de que nuestra conocida Tierra pudiera no ser algo típico frente al resto del universo. Lamentablemente, aunque la idea es atractiva, la historia no era cierta; no podía ser cierta. Esto se deduce del descubrimiento de Newton de que los colores que vemos están contenidos en la luz blanca y son revelados cuando la luz blanca se separa en un prisma. No hay más colores fuera del rango que conocemos. Los artistas pueden crear multitud de tonos y sombreados, pero todos son combinaciones de los colores básicos de la luz blanca. Los colores que vemos dentro de nuestra cabeza son en realidad etiquetas creadas por el cerebro para identificar la luz de distintas longitudes de onda. Ya hemos encontrado el rango completo de longitudes de onda aquí en la Tierra. Ni la luna ni las estrellas tienen ninguna sorpresa que ofrecernos en el tema de los colores. Qué lástima.
¿Qué quise decir entonces cuando me referí a que las distintas estrellas producen arcos iris diferentes, con diferencias que podemos medir utilizando un espectroscopio? Bueno, se ha descubierto que cuando la luz de la estrella se separa en el espectroscopio, aparecen unos extraños patrones de finas líneas negras en lugares muy concretos a lo largo del espectro. A veces las líneas no son negras, sino de color, y es el fondo el que es negro; una diferencia que explicaré dentro de un momento. El patrón de líneas es similar a un código de barras, el tipo de código de barras que puedes ver en las cosas que compras en las tiendas para identificarlas en la caja. Distintas estrellas tienen el mismo arco iris, pero con diferentes patrones de líneas, y ese patrón es en realidad un tipo de código de barras, porque nos cuenta un montón de cosas sobre la estrella y de qué está hecha.
No solo la luz de las estrellas presenta líneas de código de barras. Las luces en la Tierra también, de forma que podemos investigar en el laboratorio cómo surgen. Y lo que se ha descubierto es que los códigos de barras se corresponden con distintos elementos. El sodio, por ejemplo, presenta líneas prominentes en la parte amarilla del espectro. La luz de sodio (producida por un arco eléctrico en vapor de sodio) brilla de color amarillo. El motivo lo entienden bien los científicos físicos, pero yo no, porque soy un biólogo que no entiende la teoría cuántica.
Cuando iba al instituto en la ciudad de Salisbury, al sur de Inglaterra, recuerdo que me fascinaba ver mi brillante gorra roja bajo la luz amarilla de las farolas. No parecía roja, sino de un marrón amarillento. Igual ocurría con los autobuses rojos de dos plantas. El motivo era el siguiente. Al igual que muchos otros pueblos ingleses en aquella época, Salisbury utilizaba bombillas de vapor de sodio en las farolas. Estas bombillas solo emitían luz en las estrechas regiones del espectro cubiertas por las líneas características del sodio, y con diferencia, las líneas más brillantes del sodio son las amarillas. A todos los efectos, las lámparas de sodio emiten una luz amarilla pura, muy distinta de la luz blanca del sol o de la ligeramente amarilla de una bombilla normal. Como no había prácticamente nada de rojo en la luz suministrada por las lámparas de sodio, ninguna luz roja podía reflejarse de mi gorra. Si te preguntas qué es lo que hace que una gorra o un autobús sean rojos, la respuesta es que las moléculas de tinta o pintura absorben la mayor parte de la luz de todos los colores excepto del rojo. Con la luz blanca, que contiene todas las longitudes de onda, la mayoría de la luz roja es reflejada. Bajo las lámparas de sodio de las farolas no hay luz roja que reflejar, y de ahí el color marrón amarillento.
El sodio es tan solo un ejemplo. Recordarás del Capítulo 4 que todos los elementos tienen su propio número atómico único, que es el número de protones de su núcleo (y también el número de electrones que lo orbitan) Bueno, por motivos relacionados con las órbitas de sus electrones, cada elemento tiene su propio efecto único sobre la luz. Único como un código de barras… De hecho, un código de barras es algo más que un patrón de líneas en el espectro de las luces de las estrellas. Puedes saber cuáles de los 92 elementos naturales se encuentran en una estrella con solo dispersar la luz de dicha estrella en un espectroscopio y observar las líneas del código de barras del espectro.
Hay un sitio web en el que puedes seleccionar cualquier elemento y ver su código de barras espectral: www.booksattransworld.co.uk/dawkins-elements. Basta con mover la barra hasta que encuentres el elemento que deseas. Están ordenados por su número atómico, desde el hidrógeno hacia arriba.
La imagen de arriba, por ejemplo, muestra el hidrógeno, el elemento 1 (porque solo tiene un protón, como recordarás) Puedes ver que el hidrógeno genera cuatro barras, una en la parte violeta del espectro, una en la del azul oscuro, una la del azul claro y otra en la del rojo (las longitudes de onda de los distintos colores se muestran en los números de arriba).
Para entender las imágenes de este sitio web necesitamos tener claro un par de conceptos sin los cuales pueden resultar confusas. En primer lugar, observa las dos formas en las que aparecen las barras: como líneas coloreadas sobre fondo negro (en la parte superior de la imagen) y como líneas negras sobre fondo coloreado (en la parte inferior de la imagen). Se denominan espectro de emisión (coloreado sobre fondo negro) y espectro de absorción (negro sobre fondo coloreado) Cuál elegir dependerá de si el elemento concreto emite luz (como el elemento sodio en una farola de lámpara de sodio) o si se encuentra en el camino de la luz (como suele ser el caso de un elemento presente en una estrella). No me voy a entretener con esta distinción. Lo importante aquí es que las barras aparecen en los mismos lugares del espectro en ambos casos. El patrón de código de barras es el mismo para cualquier elemento particular, tanto si las líneas son negras como si son de color.
El otro detalle complicado es que algunas barras destacan mucho más que otras. Cuando observamos la luz de una estrella con un espectroscopio, normalmente solo vemos las barras más gruesas. Pero este sitio web nos muestra todas las líneas, incluyendo las más débiles, que pueden ser vistas en el laboratorio pero no normalmente en la luz de una estrella. El sodio es un buen ejemplo. A efectos prácticos, la luz del sodio es amarilla y sus barras más destacadas aparecen en la parte amarilla del espectro: puedes olvidar el resto de las barras, aunque es interesante que estén allí, porque hacen que los patrones se parezcan más a los códigos de barras.
Este es el espectro de emisión del sodio, en el que se muestran únicamente las tres barras más gruesas. Puedes ver cómo el amarillo es el color dominante.
Por tanto, como cada elemento tiene un patrón de código de barras diferente, podemos estudiar la luz de cualquier estrella y determinar qué elementos están presentes en la misma. Debo admitir que se trata de un pequeño truco porque los códigos de barras de los distintos elementos pueden mezclarse. Pero existen formas de ordenarlos. ¡Qué herramienta tan maravillosa es el espectroscopio!
Y es aún mejor. El espectro del sodio que se muestra al final de la página anterior es lo que ves si miras a una farola de sodio de Salisbury, o a una estrella no muy lejana. La mayoría de las estrellas que vemos —por ejemplo, las estrellas de las conocidas constelaciones del zodíaco— están en nuestra propia galaxia. Y la imagen que se muestra aquí del espectro de la luz de sodio es lo que verás si miras a cualquiera de ellas. Pero si observas el espectro del sodio de una estrella que esté en una galaxia distinta, obtendrás una imagen fascinantemente diferente. En la parte superior de esta página se muestra el patrón del código de barras del sodio de tres lugares diferentes: de la Tierra (o una estrella más cercana), de una estrella lejana en una galaxia cercana y de una galaxia muy lejana.
Observa primero el patrón de código de barras de la luz de sodio procedente de la galaxia lejana (la imagen de abajo) y compáralo con el código de barras generado por la luz de sodio en la Tierra (la imagen de arriba) Podrás ver el mismo patrón de barras separado por la misma distancia unas de otras. Pero el patrón completo se desplaza hacia el extremo rojo del espectro. ¿Cómo sabemos entonces que sigue siendo sodio? La respuesta es que el patrón de espaciado entre las barras es el mismo. Puede que esto no resulte del todo convincente si solo ocurre con el sodio. Pero sucede lo mismo con todos los elementos. En cada caso vemos el mismo patrón de espaciado, característico del elemento en concreto, pero desplazado a lo largo del espectro hacia el extremo rojo. Y lo que es más, para una galaxia en concreto, todos los códigos de barras se desplazan la misma distancia a lo largo del espectro.
Si observas la imagen del centro, en la que se muestra el código de barras del sodio en la luz de una galaxia más o menos cercana a la nuestra —más cercana que las galaxias muy distantes de las que he hablado en el párrafo anterior, pero más lejana que las estrellas de nuestra propia Vía Láctea— verás un desplazamiento intermedio. El patrón de espaciado que puedes ver es el mismo, que es la firma del sodio, pero no está desplazado tan lejos. La primera línea se desplaza a lo largo del espectro desde el extremo azul, pero sin llegar al verde: solo hasta el azul claro. Y las dos líneas en amarillo (que se combinan para hacer el color amarillo de las farolas de Salisbury) están desplazadas en la misma dirección, hacia el extremo rojo del espectro, pero no tan metidas en el rojo como las de la luz de una galaxia distante: solo un poco en el naranja.
El sodio es tan solo un ejemplo. Cualquier otro elemento muestra el mismo desplazamiento a lo largo del espectro hacia el extremo rojo. Cuanto más distante esté la galaxia, mayor será el desplazamiento hacia el rojo. Eso es lo que se denomina «desplazamiento de Hubble», porque fue descubierto por el gran astrónomo estadounidense Edwin Hubble, que también dio su nombre, a título póstumo, al telescopio Hubble, que casualmente fue utilizado para fotografiar las galaxias muy lejanas que se muestran en la página 167. También se denomina «desplazamiento hacia el rojo», porque el desplazamiento a lo largo del espectro se produce en dirección al rojo.
Retrocediendo hasta el big bang
¿Qué significa el desplazamiento hacia el rojo? Afortunadamente, los científicos lo entienden muy bien. Es un ejemplo de lo que se denomina «desplazamiento Doppler». El desplazamiento Doppler puede ocurrir con cualquier tipo de ondas, y la luz, tal como vimos en el capítulo anterior, está hecha de ondas. Suele denominarse también «efecto Doppler» y solemos verlo más a menudo en las ondas de sonido. Cuando te encuentras parado al lado de una carretera, viendo pasar los coches a gran velocidad, el sonido del motor de cada coche parece ir haciéndose más grave o bajo cuando te sobrepasa. Tú sabes que las notas emitidas por el motor del coche siempre son las mismas, ¿qué hace entonces que parezcan más graves? La respuesta es el efecto Doppler, y esta es la explicación.
El sonido viaja a través del aire en forma de ondas de presión de aire variable. Cuando escuchas la nota del motor de un coche —o de una trompeta, que es más agradable que un motor—, las ondas del sonido viajan a través del aire en todas direcciones desde la fuente que las emite. Tu oído está en una de esas direcciones, captura los cambios en la presión del aire producidos por la trompeta, y tu cerebro los interpreta como un sonido. No imagines moléculas del aire fluyendo desde la trompeta hasta tu oído. No es así: eso sería un viento, y los vientos viajan únicamente en una dirección, mientras que las ondas de sonido se expanden en todas direcciones, como las ondas en la superficie de un estanque cuando arrojamos una piedra.
El tipo de onda más fácil de entender es la denominada «ola» (dibujo de arriba), en la que la gente en las gradas de un estadio se levantan y después se sientan en orden, cada uno justo después del que tiene a la izquierda. Una ola de gente que se levanta y luego se sienta recorre suavemente todo el estadio. En realidad nadie se mueve de su lugar, pero la ola sí. De hecho, la ola viaja más deprisa de lo que lo podría hacer cualquier persona.
Lo que viaja en una laguna es una onda de altura variable en la superficie del agua. Lo que la convierte en una onda es que las moléculas de agua no se mueven alejándose de la piedra. Las moléculas de agua simplemente suben y bajan, como la gente del estadio. En realidad, nada se aleja de la piedra. Solo parece que lo hacen porque los puntos alto y bajo del agua se mueven hacia fuera.
Las ondas de sonido son algo diferentes. Lo que viaja en el caso del sonido es una onda de presión de aire variable. Las moléculas del aire se mueven un poco, de un lado a otro, desde la trompeta o cualquiera que sea la fuente del sonido, y regresan a su posición. A medida que lo hacen, golpean a las moléculas de aire contiguas y las obligan a moverse hacia delante y hacia atrás. Esto a su vez golpea a las siguientes y el resultado es que una onda de moléculas chocando entre sí —que es lo mismo que una onda de presión cambiante— viaja alejándose de la trompeta en todas direcciones. Y esa es la onda que viaja desde la trompeta hasta tu oído, no las propias moléculas del aire. La onda viaja a una velocidad fija, independientemente de si el origen del sonido es una trompeta, la voz de una persona o el claxon de un coche: unos 1236 kilómetros por hora en el aire (cuatro veces más deprisa bajo el agua e incluso más deprisa aún en algunos sólidos). Si tocas una nota más alta con tu trompeta, la velocidad a la que viajan las ondas sigue siendo la misma, pero la distancia entre las crestas de las ondas (la longitud de onda) será más corta. Toca ahora una nota baja y las crestas de la ola se separarán más, pero la onda seguirá viajando a la misma velocidad. Las notas más agudas tienen, por tanto, una longitud de onda más corta que las notas más graves.
Así son las ondas de sonido. Vamos ahora con el efecto Doppler. Imagina que un trompetista está de pie en una ladera cubierta de nieve y toca una nota larga y sostenida. Tú bajas sobre un trineo y pasas a gran velocidad por delante del trompetista (he elegido un trineo en lugar de un coche porque es silencioso, y así puedes oír la trompeta). ¿Qué es lo que escuchas? Las sucesivas crestas de la onda que emite la trompeta a una distancia concreta unas de otras, distancia determinada por la nota que el trompetista ha decidido tocar. Pero cuando te acercas hacia el trompetista, tu oído atrapa las crestas sucesivas de la onda a una velocidad mayor que si estuvieras quieto en la cima de la colina. Por tanto, la nota de la trompeta sonará más alta de lo que realmente es. Después, una vez que hayas pasado por delante del trompetista, tu oído empezará a recibir las crestas de la onda a una velocidad más baja (parecerán más espaciadas, porque las crestas viajan en la misma dirección que tu trineo), de manera que el sonido aparente de la nota será más grave de lo que en realidad es. Ocurre lo mismo si tú estás quieto y es la fuente del sonido la que se mueve. Se cuenta (aunque yo no sé si es cierto, pero es una historia bonita) que Christian Doppler, el científico austriaco que descubrió este efecto, contrató a una banda para tocar en un vagón de tren abierto, con el fin de demostrarlo. El tono al que tocaba la banda cayó a notas más bajas cuando el tren pasó delante del asombrado público.
Las ondas de luz también son diferentes en esto, ni como la ola de los estadios ni como las ondas de sonido. Pero también tienen su propia versión del efecto Doppler. Recuerda que el extremo rojo del espectro tiene una longitud de onda mayor que el extremo azul, con el verde en el medio. Supón que los músicos que viajan en el tren de Christian Doppler llevan todos uniformes amarillos. A medida que el tren se acerque hacia ti a toda velocidad, tu ojo capturará las crestas de las ondas a una velocidad más alta de lo que lo haría si el tren estuviera parado. Por tanto, hay una ligera variación en el color del uniforme hacía la parte verde del espectro. Ahora, cuando el tren pasa por delante de ti y se aleja a toda velocidad, ocurre lo contrario, y los uniformes de la banda parecen algo más rojos.
Solo hay un error en esta ilustración. Para que pudieras apreciar mejor el desplazamiento hacia el rojo o hacia el azul, el tren debería viajar a millones de kilómetros por hora. Los trenes nunca van a velocidades tan altas como para que se pueda apreciar el efecto Doppler. Pero las galaxias sí. El desplazamiento en el espectro hacia el extremo rojo, que puedes ver claramente en las posiciones de las líneas del código de barras del sodio en la imagen de la página 172, muestra que las galaxias muy lejanas están alejándose de nosotros a una velocidad de miles de millones de kilómetros por hora, y cuanto más lejos están (según las mediciones de las «velas estándar» que mencioné antes), más deprisa se alejan de nosotros (más se desplazan hacia el rojo).
Todas las galaxias del universo están alejándose continuamente las unas de las otras, lo que significa que también se están alejando de nosotros. No importa hacia dónde apuntes tu telescopio, las galaxias más lejanas se alejan de nosotros (y unas de las otras) a una velocidad cada vez mayor. El universo entero —el propio espacio— se está expandiendo a una velocidad colosal.
En ese caso, podrías preguntarme, ¿por qué solo se ve expandirse el espacio a nivel de galaxias? ¿Por qué las estrellas que están en una galaxia cercana no se separan unas de otras? ¿Por qué tú y yo no nos estamos separando ahora mismo? La respuesta es que las cosas que están cerca unas de otras, como todo lo que hay dentro de una galaxia, sienten la fuerte atracción gravitatoria de sus vecinas. Eso nos mantiene juntos, mientras que los objetos más distantes —otras galaxias— se alejan con la expansión del universo.
Y ahora algo asombroso. Algunos astrónomos han estudiado la expansión y han retrocedido en el tiempo. Es como si hubieran construido una película del universo en expansión con las galaxias separándose y después hubieran pasado la película en sentido contrario. En lugar de alejarse unas de otras, en la versión inversa de la película las galaxias se acercan. Y a partir de esa película los astrónomos pueden calcular el momento en el que debió de comenzar la expansión del universo. Incluso pueden calcular cuál fue el momento exacto. Así es como saben que fue más o menos hace entre 13 000 y 14 000 millones de años. Ese fue el momento en el que comenzó el universo, el momento denominado
big bang.
Los «modelos» actuales del universo asumen que no solo fue el universo el que comenzó con el big bang: también el tiempo y el espacio comenzaron con el big bang. No me pidas que te lo explique, porque como no soy cosmólogo, no lo entiendo ni yo mismo. Pero quizá ahora comprendes por qué he dicho que el espectroscopio es uno de los inventos más importantes de todos los tiempos. Los arcos iris no solamente son preciosos a la vista. En cierto sentido, nos dicen cuándo empezó todo, incluyendo el tiempo y el espacio. Creo que eso hace al arco iris aún más maravilloso.
