Hace 150 años, mientras aparecía la primera parte del "KOSMOS" de Von Humboldt, William Herschel nos abría otra ventana al cosmos que vino a constituirse en el comienzo de la cosmología moderna. Para esos años ya se habían observado supernovas, el sistema solar ya era una vecindad conocida y un concepto domesticado, el catalogo de Messier era conocido, la espectroscopia estelar de Fraunhofer comenzaba a usarse y la determinación de distancias a estrellas por el método de paralaje comienza a revelar la dimensión real del espacio-tiempo. Con las observaciones sistemáticas de Herschel comienza a tomar validez la propuesta de 'universos islas' propuesto por Kant. A pesar de contar con los elementos fundamentales a partir de los cuales se construye la visión moderna del cosmos, todavía existían muchas dudas sobre la estructura del universo a gran escala. A partir de las observaciones de Herschel y luego en 1929 con las contribuciones de Hubble, el conocimiento sobre el universo ha sufrido un crecimiento exponencial. El Cosmos hoy aparece como una gran estructura de edad y tamaño finitos, compuesto por un tejido donde se revela una estructura jerárquica de super-cúmulos y cúmulos de galaxias. La evidencia experimental tiende a favorecer el modelo de un origen caliente y denso donde se formaron los elementos primordiales y donde se originó la radiación cósmica de fondo. Las teorías más establecidas indican que el universo está dominado por materia oscura y se expande asintóticamente hacia el estado de reposo correspondiente a una geometría plana. Aparentemente parece que hemos avanzado profundamente en el conocimiento del cosmos en los últimos 150 años, sin embargo, es pertinente hacer reflexión al hecho de que el número de incógnitas sobre el universo es ahora muchísimo mayor que las pocas dudas de ese entonces. A diario los astrofísicos nos encontramos con nuevos y más sorprendentes descubrimientos: MACHOS, explosiones gama de alta energía, agujeros negros, núcleos activos de galaxias, neutrinos masivos, condensados Bose-Einstein, etc, etc, etc. En esta charla se presentarán los descubrimientos más recientes y se dará el modelo del universo que se ha construido a partir de esas observaciones.

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.