El gran error de Einstein. La constante innecesaria; Friedman.

El 16 de septiembre de 1925, fallecía el matemático y meteorólogo ruso Aleksandr Aleksándrovich Friedman o Alexander Friedman o Friedmann, (San Petersburgo, 16 de junio de 1888 – San Petersburgo, 16 de septiembre de 1925).

Friedman fue el primer científico en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología sin considerar la constante cosmológica propuesta por Einstein; Friedman. Por eso a menudo se le considera como el  «padre» de la teoría de la expansión del Universo.

Alexander Friedman estudió en la Universidad de San Petersburgo. Cuando contaba con 22 años de edad, en 1910, se graduó y se le concedió la medalla de oro por sus trabajos originales en Matemáticas. En 1913 fue llamado a trabajar en el Departamento de Meteorología, en el Observatorio Azrologicheskoy Pavlov. Sus primeros artículos fueron de gran importancia sobre: Matemática, Física y Meteorología.

En 1920, Friedman colaboró con el Observatorio de Física de la Academia de Ciencias en Petrogrado siendo director de Investigación en el departamento de Meteorología Teórica del Laboratorio de Geofísica.

En 1922 Friedman descubrió una de las primeras soluciones cosmológicas de las ecuaciones de la relatividad general, la correspondiente a un universo en expansión. En 1922 y 1924 Friedman publicó dos artículos en la revista alemana de física Zeitschrift für Physik, el primero «Über die Krümmung des Raumes» (Sobre la curvatura del espacio), en el nº 10, 1922, pp. 377 ss enviado el 29 de junio.

En el artículo Friedmann demostraba que el radio de curvatura del Universo pude ser o bien creciente, o bien un función periódica del tiempo. Einstein envió rápidamente respuesta al artículo de Friedmann, publicada el 18 de septiembre de 1922: «Los resultados relacionados con un universo no estacionario me parecen sospechosos. En realidad la solución dada no satisface las ecuaciones de campo.»

El 6 de diciembre Friedmann escribió directamente a Einstein:

«Considerando que la posible existencia de un universo no estacionario tiene cierto interés, me permito presentarle los cálculos que he hecho para verificación y comprobación. En caso de que encuentre mis cálculos aquí presentados correctos, por favor sea tan amable de informar de ello a los editores del Zeitschrift für Physik; quizás en este caso usted quisiera publicar una corrección a su afirmación, o permita que una porción de esta carta sea publicada.»

La carta, por diversos motivos, no llegó a Einstein hasta mayo de 1923, quien admitió su error y escribió de manera inmediata al Zeitschrift für Physik:» En mi nota previa critiqué el trabajo del señor Friedmann Sobre la Curvatura del Espacio. Sin embargo, mi crítica, como he sido convencido por la carta de Friedmann llegada a mí por el Señor Krutkov, estaba basada en un error en mis cálculos. Considero que los resultados del Señor Friedmann son correctos y muestran nueva luz».

El segundo artículo de Friedman «Über die Möglichkeit einer Welt mit konstanter negativer Krümmung des Raumes» (Sobre la posibilidad de un mundo con curvatura negativa constante del espacio), ibid. 21, 1924, pp. 326-332, estudiaba tres modelos de universo como soluciones cosmológicas a las ecuaciones de Einstein, correspondientes a universos con curvatura positiva, cero y negativa, respectivamente, una década antes de que Robertson y Walker publicaran sus análisis.

George Gamow (1904-1963), quien fue discipulo de Friedman llevó adelante las ideas de Friedman y pronosticó el Fondo Cósmico de Radiación de Microondas que es prueba del Big Bang y de la Expansión del Universo.

La teoría del Big Bang se desarrolló a partir de observaciones y avances teóricos. Por medio de observaciones, en la década de 1910, el astrónomo estadounidense Vesto Slipher y, después de él, Carl Wilhelm Wirtz, de Estrasburgo, determinaron que la mayor parte de las nebulosas espirales se alejan de la Tierra; pero no llegaron a darse cuenta de las implicaciones cosmológicas de esta observación, ni tampoco del hecho de que las supuestas nebulosas eran en realidad galaxias exteriores a nuestra Vía Láctea.

Además, la teoría de Albert Einstein sobre la relatividad general (segunda década del siglo XX) no admite soluciones estáticas (es decir, el Universo debe estar en expansión o en contracción), resultado que él mismo consideró equivocado, y trató de corregirlo agregando la constante cosmológica.

La constante cosmológica fue introducida inicialmente por Einstein en 1915 para lograr un universo estático, que coincidía con la concepción del universo reinante en su tiempo. Sus ecuaciones originales no permitían un universo estático: la gravedad lleva a un universo inicialmente en equilibrio dinámico a contraerse. Sin embargo, después de desarrollar su solución estática, Edwin Hubble sugirió en 1929 que el universo parecía estar en expansión. Esto era perfectamente consistente con las soluciones a las ecuaciones originales, descubiertas por el matemático Friedman en 1922 y luego por el físico Georges Lemaître, quien, independientemente, encontró una solución similar en 1927.

Se sabe ahora que el universo estático encontrado por Einstein es inestable. A pesar de estar en equilibrio, cualquier pequeña perturbación lo haría implosionar o expandirse de nuevo.

Al contrario que el resto de la relatividad general, esta nueva constante no se justificaba para nada, y fue introducida exclusivamente con el fin de obtener el resultado que en la época se pensaba era el apropiado. Cuando se presentó la evidencia de la expansión de universo, se cree que Einstein llegó a declarar que la introducción de dicha constante fue el «peor error de su carrera».

El primero en aplicar formalmente la relatividad a la cosmología, sin considerar la constante cosmológica, fue Alexander Friedman, cuyas ecuaciones describen el Universo Friedman-Lemaître-Robertson-Walker, que puede expandirse o contraerse.

Entre 1927 y 1930, el sacerdote belga Georges Lemaître obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, sobre la base de la recesión de las nebulosas espirales, que el Universo se inició con la explosión de un átomo primigenio, lo que más tarde se denominó «Big Bang».

En 1929, Edwin Hubble realizó observaciones que sirvieron de fundamento para comprobar la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales son galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables cefeidas en galaxias distantes. Descubrió que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades (relativas a la Tierra) directamente proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce ahora como la ley de Hubble.

Según el principio cosmológico, el alejamiento de las galaxias sugería que el Universo está en expansión. Esta idea originó dos hipótesis opuestas. La primera era la teoría Big Bang de Lemaître, apoyada y desarrollada por George Gamow. La segunda posibilidad era el modelo de la teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, según la cual se genera nueva materia mientras las galaxias se alejan entre sí. De acuerdo con la teoría del estado estacionario, la disminución de la densidad que produce el universo al expandirse se compensa con una creación continua de materia. Debido a que se necesita poca materia para mantener constante la densidad del Universo mientras este se expande (un protón al año en cada Km³ del Universo), esta teoría no se ha podido demostrar directamenteEn este modelo, el Universo es básicamente el mismo en un momento dado en el tiempo. Durante muchos años hubo un número de adeptos similar para cada teoría.

Con el pasar de los años, las evidencias observacionales apoyaron la idea de que el Universo evolucionó a partir de un estado denso y caliente. Desde el descubrimiento de la radiación de fondo de microondas, en 1965, ésta ha sido considerada la mejor teoría para explicar el origen y evolución del cosmos.

La escala de temperatura de Fahrenheit, el creador de termómetros.

El 16 de septiembre de 1736, fallecía el físico e ingeniero alemán Daniel Gabriel Fahrenheit (Gdansk, 24 de mayo de 1686-La Haya, Holanda, 16 de septiembre de 1736).

Efectuó viajes de estudios a Alemania, Inglaterra y Dinamarca. Se estableció luego en Ámsterdam, en esa época uno de los principales centros de fabricación de instrumental científico, donde trabajó como soplador de vidrio. Ahí comenzó a desarrollar instrumentos de precisión creando los termómetros de agua (1709) y de mercurio (1714).

El mercurio de este tipo de termómetro se encuentra en un bulbo reflejante y generalmente de color blanco brillante, con lo que se evita la absorción de la radiación del ambiente. Es decir, este termómetro toma la temperatura real del aire sin que la medición de ésta se vea afectada por cualquier objeto del entorno que irradie calor hacia el ambiente.

Alrededor del año 1714 fue Daniel Gabriel Fahrenheit quien creó el termómetro de mercurio con bulbo, formado por un capilar de vidrio de diámetro uniforme comunicado por su extremo con una ampolla llena de mercurio. El conjunto está sellado, y cuando la temperatura aumenta, el mercurio se dilata y asciende por el capilar.

En 1714 publicó en Acta Editorum sus investigaciones proponiendo una nueva escala para la medición de temperaturas. Fahrenheit diseñó una escala, empleando con referencia una mezcla de agua y sal de cloruro de amonio a partes iguales, en la que la temperatura de congelación y de ebullición es más baja que la del agua.

Existen algunas versiones de la historia de cómo Fahrenheit llegó a tener esa escala de temperatura. De acuerdo con el propio Fahrenheit, en el artículo que escribió en 1724, determinó tres puntos de temperatura.

El punto cero está determinado al poner el termómetro en una mezcla de hielo, agua y cloruro de amonio. Éste es un tipo de mezcla frigorífica, que se estabiliza a una temperatura de 0 °F. Se pone luego el termómetro de alcohol o mercurio en la mezcla y se deja que el líquido en el termómetro obtenga su punto más bajo. El segundo punto es a 32 °F con la mezcla de agua y hielo, esta vez sin sal. El tercer punto, los 96 °F, es el nivel del líquido en el termómetro cuando se lo pone en la boca o bajo el brazo (en la axila). Fahrenheit notó que al utilizar esta escala el mercurio podía hervir cerca de los 600 grados.

Otra teoría indica que Fahrenheit estableció el 0 °C y los 100 °C en la escala al grabar las más bajas temperaturas que él pudo medir y su propia temperatura corporal, al encontrarse en un ligero estado de fiebre. Él tomó la más baja temperatura que se midió en el duro invierno de 1708 a 1709 en su ciudad Danzig (ahora llamada Gdańsk en Polonia), cerca de –17,8 °C, como punto cero.

Una variante de esta versión es que la mezcla de hielo, sal y agua registrada en la escala Fahrenheit, lo obtuvo en su laboratorio y la más alta la tomó de la temperatura de su cuerpo a 96 °F.3

Fahrenheit quería abolir las temperaturas negativas que tenía la escala Rømer. Fijó la temperatura de su propio cuerpo a 96 °F (a pesar que la escala tuvo que ser recalibrada a la temperatura normal del cuerpo, que es cercana a los 98,6 °F, equivalente a 36 °C), dividió la escala en doce secciones y subsecuentemente cada una de esas secciones en 8 subdivisiones iguales lo que produjo una escala de 96 grados. Fahrenheit notó que en esta escala el punto de congelación del agua estaba a los 32 °F y el punto de ebullición a los 212 °F.

El valor de congelación de esa mezcla lo llamó 0 °F, a la temperatura de su cuerpo 96 °F y a la temperatura de congelación del agua sin sales la llamó 32 °F.

En concreto, 212 grados Fahrenheit corresponden a 100 grados Celsius.

Los 0 °F corresponden a los -17.78 °C.

El motivo de asignar a la temperatura del cuerpo el valor 96 era para que entre el cero y el 96 hubiera una escala formada por una docena de divisiones cada una de ellas subdividida en ocho partes. De ese modo 12 x 8 = 96.

En 1724 Fahrenheit finalizó su escala termométrica, la cual quedó plasmada en sus Philosophical Transactions (Londres, 33, 78, 1724). También en 1724, Fahrenheit publicó en las Philosophical Transactions, estudios acerca de, entre otros temas, las temperaturas de ebullición de los líquidos y la solidificación del agua en el vacío. Ese mismo año fue incorporado a la Royal Society, la más antigua sociedad científica del Reino Unido y una de las más antiguas de Europa.