Expansión métrica

del espacio

La expansión métrica del espacio es una pieza clave de la ciencia act ual para comprender el
universo,, a t ravés del cual el propio espacio-t iempo es descrit o por una mét rica que cambia con
universo
el t iempo de t al manera que las dimensiones espaciales parecen crecer o ext enderse según el
universo se hace más joven o viejo. Ecuaciones diferenciales explican cómo se expande el
universo en el modelo del Big Bang; una caract eríst ica de nuest ro universo corroborada por t odos
los experiment os cosmológicos, cálculos ast rofísicos y medidas t omadas hast a la fecha. La
mét rica que describe formalment e la expansión en el modelo est ándar de Big Bang se conoce
como mét rica de Friedman-Lemaît re-Robert son-Walker. [cita requerida]
 Cosmología física

Big Bang y el universo

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La expansión del espacio es concept ualment e igual de ot ros t ipos de expansiones y explosiones
que son vist as en la nat uraleza. Nuest ra comprensión del "t ejido del universo" (el espacio-t iempo)
implica que el espacio y el t iempo no son absolut os, sino que se obt ienen a part ir de una mét rica
que no se puede cambiar. En la mét rica de expansión del espacio, más que objet os en un espacio
fijo alejándose hacia el vacío, es el espacio que cont iene los objet os el que est á cambiando
propiament e dicho. Es como si los objet os no se movieran por sí mismos, el espacio est á
"creciendo" de alguna manera ent re ellos.

Debido a que es la mét rica que define la dist ancia la que est á cambiando más que los objet os
moviéndose en el espacio, est a expansión (y el movimient o result ant e son objet os alejándose) no
est á acot ada por la velocidad de la luz que result a de la relat ividad especial.

La t eoría y las observaciones sugieren que muy al principio de la hist oria del universo, hubo una
fase "inflacionaria" donde est a mét rica cambió muy rápidament e y que la dependencia del t iempo
rest ant e de est a mét rica es que observamos la así llamada expansión de Hubble, el alejamient o
de t odos los objet os gravit acionalment e acot ados en el universo. El universo en expansión es por
t ant o una caract eríst ica fundament al del universo en el que habit amos, un universo
fundament alment e diferent e del universo est át ico que Albert Einst ein consideró al principio
cuando desarrolló su t eoría gravit acional.

Durant e la época inflacionaria, alrededor de 10−32 de segundo después del Big Bang, el universo
se expandió repent inament e, y su volumen se increment ó por un fact or de al menos 1078 (una
expansión de la dist ancia por un fact or de al menos 1026 en cada una de las t res dimensiones),
equivalent e a expandir un objet o de 1 nanómet ro (10−9 m, cerca de la mit ad del ancho de una
molécula de ADN) de longit ud a uno de aproximadament e 10,6 años luz (cerca de 1017 m ) de
largo. Después de est o, una expansión mucho más lent a y gradual del espacio cont inuó, hast a
que alrededor de 9.800 millones de años después del Big Bang (hace 4.000 millones de años)
[1] [notes 1]
​ ​c omenzó a expandirse gradualment e más rápidament e, y aún lo sigue haciendo.

La expansión mét rica del espacio es de un t ipo complet ament e diferent e de las expansiones y
explosiones que se observan en la vida cot idiana. También parece ser una propiedad del universo
en su conjunt o, más que un fenómeno que se aplica sólo a una part e del universo o que puede
observarse desde "fuera" del mismo.

Los físicos han post ulado la exist encia de la energía oscura, apareciendo como una const ant e
cosmológica en los modelos gravit acionales más simples, como una forma de explicar la
aceleración. De acuerdo con la ext rapolación más simple del modelo cosmológico act ualment e
favorecido, el modelo Lambda-CDM, est a aceleración se vuelve más dominant e en el fut uro. En
junio de 2016, los cient íficos de la NASA y la ESA report aron que se encont ró que el universo se
expandía ent re un 5% y un 9% más rápido de lo que se pensaba ant eriorment e, basado en
est udios que ut ilizaban el Telescopio Espacial Hubble.[2] ​

Mient ras que la relat ividad especial prohíbe que los objet os se muevan más rápido que la luz con
respect o a un marco de referencia local donde el espaciot iempo puede ser t rat ado como plano e
invariable, no se aplica a sit uaciones en las que la curvat ura del espaciot iempo o la evolución en
el t iempo se vuelven import ant es. Est as sit uaciones se describen mediant e la relat ividad general,
que permit e que la separación ent re dos objet os dist ant es aument e más rápidament e que la
velocidad de la luz, aunque la definición de "separación" es diferent e de la ut ilizada en un marco
inercial. Est o puede ser vist o cuando observamos galaxias dist ant es más allá del radio del Hubble
(aproximadament e 4,5 gigaparsecs o 14,7 mil millones de años luz); est as galaxias t ienen una
velocidad de recesión que es más rápida que la velocidad de la luz. La luz que se emit e hoy en día
desde est as galaxias más allá del horizont e de event os cosmológicos, alrededor de 5
gigaparsecs o 16 mil millones de años luz, nunca llegará a nosot ros, aunque t odavía podemos ver
la luz que est as galaxias emit ieron en el pasado. Debido a la alt a t asa de expansión, t ambién es
posible que una dist ancia ent re dos objet os sea mayor que el valor calculado mult iplicando la
velocidad de la luz por la edad del universo. Est os det alles son una fuent e frecuent e de
confusión ent re los aficionados e incluso los físicos profesionales.[3] ​D ebido a la nat uraleza no
int uit iva del t ema y a lo que algunos han descrit o como opciones "descuidadas" de redacción,
ciert as descripciones de la expansión mét rica del espacio y los concept os erróneos a los que
t ales descripciones pueden llevar, son un t ema permanent e de discusión dent ro de la educación
y la comunicación de los concept os cient íficos.[4] [5]
​ [6]
​ [7]
​ ​

Introducción

La expansión del universo avanza en todas las direcciones determinada por la constante de Hubble actual. Sin embargo,
la constante de Hubble pudo cambiar en el pasado y puede cambiar en el futuro dependiendo del valor observado del
parámetro de densidad (Ω). Antes del descubrimiento de la energía oscura, se creyó que el universo estaba dominado por
la materia y así Ω en este gráfico se corresponde con la relación de la densidad de materia con la densidad crítica ( ).

Una mét rica define cómo se puede medir una dist ancia ent re dos punt os cercanos en el espacio,
en t érminos de las coordenadas de est os punt os. Un sist ema de coordenadas ubica punt os en un
espacio (de cualquier número de dimensiones) asignando números únicos conocidos como
coordenadas, a cada punt o. La mét rica es ent onces una fórmula que conviert e las coordenadas
de dos punt os en dist ancias.

Por ejemplo, considerando la medida de la dist ancia ent re dos lugares en la superficie de la Tierra.
Est e es un ejemplo familiar sencillo de una geomet ría no euclidiana. Debido a que la superficie de
la Tierra es bidimensional, los punt os en la superficie de la Tierra se pueden especificar mediant e
dos coordenadas, por ejemplo, la lat it ud y la longit ud. La especificación de una mét rica requiere
que uno primero especifique las coordenadas ut ilizadas. En nuest ro ejemplo sencillo de la
superficie de la Tierra, podemos elegir cualquier t ipo de sist ema de coordenadas, por ejemplo
lat it ud y longit ud o coordenadas cart esianas (X-Y-Z). Una vez que hemos elegido un sist ema de
coordenadas específico, el valor numérico de las coordenadas de dos punt os cualesquiera de las
coordenadas de dos punt os son det erminados de forma unívoca y basándonos en las
propiedades del espacio sobre el que se est á discut iendo, la mét rica apropiada t ambién se
est ablece mat emát icament e. En la superficie curvada de la Tierra, podemos ver est e efect o en
vuelos de largo recorrido donde la dist ancia ent re dos punt os es medida basándose en un gran
círculo y no a lo largo de la línea rect a que pasa a t ravés de la Tierra. En t eoría hay siempre un
efect o debido a est a curvat ura, incluso para pequeñas dist ancias, pero en la práct ica para lugares
"cercanos", la curvat ura de la Tierra es t an pequeña que es despreciable para dist ancias cort as.

Los punt os en la superficie de la Tierra se pueden especificar dando dos coordenadas. Debido a
que el espacio-t iempo t iene cuat ro dimensiones, t enemos que especificar los punt os en dicho
espacio-t iempo dando cuat ro coordenadas. Las coordenadas más convenient es en cosmología
se llaman coordenadas comóviles. Debido a que el espacio parece ser Euclídeo, en una gran
dist ancia se pueden especificar las coordenadas espaciales en t érminos de x, y, z, aunque ot ras
alt ernat ivas como las coordenadas esféricas son ut ilizadas habit ualment e. La cuart a coordenada
necesaria es el t iempo, que se específica en las coordenadas comóviles como el t iempo
cosmológico. La mét rica del espacio a part ir de las observaciones, parece ser euclídeo a gran
escala. Lo mismo no se puede decir de la mét rica del espacio-t iempo, sin embargo. La nat uraleza
no euclídea del espacio-t iempo se manifiest a por el hecho de que la dist ancia ent re punt os con
coordenadas const ant es crece con el t iempo, más que permanecer const ant es.

Técnicament e, la expansión mét rica del espacio es una caract eríst ica de muchas soluciones de
las ecuaciones del campo de Einst ein de la relat ividad general y la dist ancia se mide ut ilizando el
int ervalo de Lorent z. Est a explicación t eórica proporciona una explicación clara observacional de
la ley de Hubble que indica que las galaxias más lejanas de nosot ros parecen est ar ret rocediendo
más deprisa que las galaxias que est án más cercanas a nosot ros. En espacios que se expanden,
la mét rica cambia con el t iempo de una forma que causa que las dist ancias parezcan mayores en
moment os post eriores, de t al manera que en nuest ro universo del Big Bang, observamos
fenómenos asociados con la expansión mét rica del espacio. Si vivimos en un espacio que se
cont rae (un universo del Big Crunch) observaremos fenómenos asociados con una mét rica de
cont racción del espacio.

Los primeros modelos relat ivist as predijeron que un universo que era dinámico y cont enía mat eria
gravit acional ordinaria se cont raería más que expandiría. La primera propuest a de Einst ein para una
solución a est e problema incluía añadir una const ant e cosmológica en sus t eorías para balancear
la cont racción y obt ener una solución est át ica para el universo. Pero en 1922 Alexander Friedman
halló sus famosas ecuaciones de Friedmann, demost rando que el universo se podía expandir y
present ando la velocidad de expansión para est e caso.[8] ​Las observaciones de Edwin Hubble en
1929 confirmaron que las galaxias dist ant es est aban t odas alejándose aparent ement e de
nosot ros por lo que los cient íficos acept aron que el universo se est aba expandiendo. Hast a los
desarrollos t eóricos de los años 1980 nadie t uvo una explicación de por qué era así est e caso,
pero con el desarrollo de los modelos de inflación cósmica, la expansión del universo se convirt ió
en una caract eríst ica general result ant e del falso vacío. Por consiguient e, la pregunt a de "¿Por
qué est á el universo expandiéndose?" es ahora cont est ada comprendiendo los det alles del
proceso de descomposición de la inflación que ocurrió en los primeros 10−32 segundos de
exist encia de nuest ro universo. Se sugiere que en est e moment o la propia mét rica cambió
exponencialment e, causando que el espacio cambie de algo más pequeño que un át omo a unos
100 millones de años luz.

Medición de distancias

En la expansión del espacio, la dist ancia es una cant idad dinámica que cambia con el t iempo. Hay
varias formas diferent es de definir dist ancias en cosmología, conocidas como medidas de
distancia, pero la más común es la dist ancia comóvil.

La mét rica solo define la dist ancia ent re punt os cercanos. Para definir la dist ancia ent re punt os
dist ant es arbit rariament e, uno t iene que especificar dos parámet ros: los punt os y una curva
específica que los conect e. La dist ancia ent re los punt os se puede hallar encont rando la longit ud
de est a curva de conexión. La dist ancia comóvil define est a curva de conexión como una curva
de t iempo cosmológico const ant e. Operacionalment e, las dist ancias comóviles no pueden ser
direct ament e medidas por un simple observador con las limit aciones de la Tierra. Para det erminar
la dist ancia de objet os dist ant es, los ast rónomos generalment e miden la luminosidad de Candela
est ándar o el fact or de corrimient o al rojo z de galaxias lejanas y ent onces convert ir est as
medidas en dist ancias basadas en algunos modelos part iculares de espacio-t iempo, como el
modelo Lambda-CDM.

Pruebas observacionales

No fue hast a el año 2000 en que los cient íficos finalment e t uvieron t odas las piezas de pruebas
observacionales direct as para confirmar cuant it at ivament e la mét rica de expansión del
universo.[9] ​Sin embargo, ant es del descubrimient o de est a prueba, los cosmólogos t eóricos
consideraron que la mét rica de expansión del espacio era una caract eríst ica probable del
universo basada en lo que ellos consideraban que era un pequeño número de suposiciones
razonables en el modelado del universo. Las más import ant es fueron:

el principio cosmológico que exige que el universo parezca el mismo en t odas las direcciones
(isót ropo) y t enga aproximadament e la misma mezcla suave de mat erial (homogéneo).

el principio copernicano que exige que no hay un lugar en el universo preferido (es decir, el
Universo no t iene "punt o de part ida").

En varios grados, los cosmólogos han descubiert o pruebas apoyando est as suposiciones además
de las observaciones direct as de la expansión del espacio. Hoy, la mét rica de expansión del
espacio es considerada por los cosmólogos como una caract eríst ica observada basándose en
que aunque no se pueda ver direct ament e, las propiedades del universo que los cient íficos han
probado y que pueda ser observada proporciona una confirmación convincent e. Las fuent es de la
confirmación son:

Edwin Hubble most ró que t odas las galaxias y objet os ast ronómicos dist ant es se est aban
alejando de nosot ros (ley de Hubble) como predecía una expansión universal.[10] ​Ut ilizando el
corrimient o al rojo de su espect ro elect romagnét ico para hallar la dist ancia y la velocidad de
objet os remot os en el espacio, most ró que t odos los objet os se est aban alejando de nosot ros
y que su velocidad es proporcional a su dist ancia, una caract eríst ica de la mét rica de
expansión. Est udios post eriores volvieron a most rar que la expansión era ext remadament e
isót ropa y homogénea, es decir, no parece t ener un punt o especial como "cent ro", pero parece
Universal e independient e de cualquier punt o cent ral fijo.

En est udios de la est ruct ura a gran escala del universo t omados de expediciones de
corrimient o al rojo se descubrió el llamado "Final de la Grandeza" en las mayores escalas del
universo. Hast a que est as escalas fueron inspeccionadas, el universo parecía "grumoso" con
 grupos de cúmulos galáct icos y supercúmulos y filament os que t enían cualquier caract eríst ica
except o isót ropos y homogéneos. Est a grumosidad desaparece en una dist ribución lisa de
galaxias en las escalas más grandes.

La dist ribución isót ropa a t ravés del cielo de ráfagas de rayos gamma dist ant es y supernovas
es ot ra confirmación del Principio Cosmológico.

El Principio Copernicano no fue realment e comprobado en una escala cosmológica hast a que
las medidas de los efect os de la radiación de fondo de microondas en la dinámica de sist emas
ast rofísicos dist ant es. Como se informó desde un grupo de ast rónomos del European Sout hern
Observat ory, la radiación que impregna el universo es más cálida que en los primeros
t iempos.[11] ​El enfriamient o uniforme de la radiación del fondo cósmico de microondas durant e
millones de años es explicable ahora si el universo est á experiment ando una expansión mét rica.

Tomadas conjunt ament e, la única t eoría que explica coherent ement e est os fenómenos depende
de que el espacio se expanda a t ravés de un cambio en la mét rica. De modo int eresant e, no fue
hast a el descubrimient o en el año 2000 de las pruebas observacionales direct as para el cambio
de t emperat ura del fondo cósmico de microondas que las const rucciones más ext rañas no
fueron excluidas. Hast a ese moment o, est aban basadas purament e en una suposición de que el
universo no se comport aba como si la Vía Láct ea est uviera en el cent ro de una mét rica fija con
una explosión universal de galaxias en t odas las direcciones (como se ve, por ejemplo, en el
modelo de Milne).

Además, los cient íficos est án seguros de que las t eorías que dependen de la expansión mét rica
del espacio son correct as porque han pasado las rigurosas pruebas del mét odo cient ífico. En
part icular, cuando los cálculos físicos son realizados basándonos en las t eorías act uales
(incluyendo la mét rica de expansión), parecen dar result ados y predicciones que, en general,
est án de acuerdo ext remadament e cercanos con observaciones ast rofísicas y de física de
part ículas. La universalidad espacial y t emporal de las leyes físicas fue hast a hace poco t omada
como una suposición filosófica fundament al que ahora es comprobada en los límit es
observacionales del t iempo y el espacio. Est a prueba es t omada muy en serio porque el nivel de
det alle y la cant idad t ot al de medidas que las t eorías predicen se puede most rar que coincide de
forma precisa y exact a con la realidad visible. El nivel de precisión es difícil de cuant ificar, pero
est á en el orden de la precisión vist a en las const ant es físicas que gobiernan la física del
universo.

Analogía con modelos

Debido a que la mét rica de expansión no se ve en la escala física de los humanos y el concept o
puede ser difícil de comprender, exist en t res analogías fundament ales: la analogía de las
hormigas en un balón, la de la hoja de caucho y la del pan de pasas, que se han desarrollado para
ayudar en la comprensión concept ual. Cada analogía t iene sus beneficios y sus inconvenient es.

Modelo de las hormigas en un balón

El modelo de las hormigas en un balón es una analogía bidimensional para la mét rica de expansión
t ridimensional. Una hormiga se imagina que est á rest ringida a moverse en la superficie de un balón
que para la comprensión de la hormiga es la ext ensión t ot al del espacio (ver el art ículo en
Flatlandia para más consecuencias de una rest ricción bidimensional). En una de las primeras
et apas del universo-balón, la hormiga mediría dist ancias ent re punt os separados del balón que
sirven como un est ándar con el que se puede medir el fact or de escala. El balón se infla un poco
más y ent onces la dist ancia ent re los mismos punt os es medida y det erminada por un fact or
proporcional. La superficie del balón sigue pareciendo plana y aun así t odos los punt os han
ret rocedido desde la hormiga, a su vez cada punt o en la superficie del balón est á
proporcionalment e más lejos de la hormiga que ant es de que el universo-balón se inflara. Est o
explica cómo un Universo en expansión puede result ar que t odos los punt os ret rocedan ent re sí
simult áneament e.

En el límit e en que la hormiga es pequeña y el balón es enorme, la hormiga t ambién puede

det ect ar cualquier curvat ura asociada con la geomet ría de la superficie (que es
aproximadament e una geomet ría elípt ica para la superficie ext erior de un balón curvado). Para la
hormiga, el balón parece ser un plano que se ext iende hacia afuera en t odas direcciones. Est o
imit a el llamado "problema de la planit ud" vist o en nuest ro propio universo observable que parece
incluso en las escalas más grandes seguir las leyes geomét ricas asociadas con la geomet ría
plana. Como las hormigas en un enorme balón, mient ras podamos det ect ar la curvat ura, en
mayores, escalas observables sería una curvat ura residual. La forma del universo que observamos
se considera que es plana, cosa que no pasa con las condiciones iniciales que el universo t uvo en
la inflación cósmica que causó que el universo se empezara a expandir en primer lugar.

En la analogía, las dos dimensiones del balón no se expanden en cualquier cosa ya que la
superficie del balón admit e infinit os caminos en t odas direcciones en t odo moment o. Hay alguna
posibilidad de confusión en est a analogía ya que el balón puede ser vist o por un observador
ext erno que vería la t ercera dimensión de expansión (en la dirección radial), pero est o no es una
caract eríst ica de la expansión mét rica, más que el result ado de la elección arbit raria del balón
que ocurre que est á en una variedad incrust ada en una t ercera dimensión. Est a t ercera dimensión
no es mat emát icament e necesaria para que ocurra la mét rica de expansión bidimensional y la
hormiga que est á confinada en la superficie del balón no t iene forma de det erminar si una t ercera
dimensión exist e o no. Puede ser út il visualizar una t ercera dimensión, pero el hecho es que la
expansión no requiere t eóricament e que t al dimensión exist a. Est e es el porqué de que la
pregunt a "¿dent ro de qué se est á expandiendo el universo?" est á mal formulada. La mét rica de
expansión no t iene que avanzar "hacia" nada. El universo que habit amos se expande y las
dist ancias se harán mayores, pero eso no significa que hay un mayor espacio en el que se est á
expandiendo.

Modelo de la expansión de la hoja de caucho

Parecido al modelo de las hormigas en un balón, la expansión de la hoja de caucho es un modelo

que represent a la expansión ignorando la t ercera dimensión. En vez de cont ar con un balón
expandiéndose en t res dimensiones, el modelo de la hoja de caucho describe una hoja de caucho
infinit a que es est irada en ambas direcciones. Los objet os pesados posicionados en la hoja crean
depresiones y picos de curvat ura local de la misma forma que las galaxias masivas curvan el
espacio-t iempo en los pozos gravit acionales de nuest ro universo. Todos est os objet os parecen
est ar ret rocediendo los unos con los ot ros a menos que sean capt urados en el pozo gravit acional
de ot ro (un proceso llamado virialización). La hoja de caucho infinit a permanece infinit a y
bidimensional, pero las dist ancias ent re punt os en la hoja se increment an est acionariament e con
la expansión. Est e modelo t iene la vent aja sobre el modelo del balón de una geomet ría
bidimensional plana macroscópica que se corresponde bien con la falt a de curvat ura
t ridimensional medida en nuest ro universo observable.

Modelo del pan de pasas

El modelo del pan de pasa imagina las galaxias como si fueran pasas en una masa de pan de
pasas que "crecerá" o "expandirá" cuando se cocine. Según ocurra la expansión, cada una de las
pasas se irá más lejos de cada ot ra mient ras que las propias pasas conservan su t amaño. La masa
ent re las pasas en el modelo hace de espacio ent re galaxias mient ras que las pasas son "objet os
acot ados", en vez de objet os de expansión. Est e modelo es út il para explicar cómo es que las
normas convencionales se pueden det erminar midiendo la expansión. En un universo vacío, el
espacio es la única regla, y est a regla se expande con el espacio. No habría manera de dist inguir
ent re un Universo en expansión y un universo est át ico. Solo en un universo dónde hay objet os
acot ados y no se expanden de t al manera que las reglas son independient es de la expansión
mét rica, se puede realizar medidas.

Como el modelo de las hormigas en el balón, est e modelo t ambién sufre el problema de que el
pan de pasas se est á expandiendo en el horno. Para hacer la analogía con el universo, es
necesario imaginar un pan de pasas que no t enga un borde observable. La expansión seguiría
ocurriendo, pero la pregunt a, "¿dent ro de qué se est á expandiendo el pan de pasas?" no t endría
significado.

Referencias

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Accelerating Universe». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 46 (1): 385-432.
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46.060407.145243) .

2. Radford, Tim (3 de junio de 2016). «Universe is expanding up to 9% faster than we thought,

say scientists» (https://www.theguardian.com/science/2016/jun/03/universe-is-expanding-u
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2016.

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Redshift». The Observatory 124: 174. Bibcode:2004Obs...124..174W (http://adsabs.harvard.e
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04095) .

5. EF Bunn & DW Hogg (2009). «The kinematic origin of the cosmological redshift». American
Journal of Physics 77 (8): 688-694. Bibcode:2009AmJPh..77..688B (http://adsabs.harvard.ed
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doi:10.1119/1.3129103 (https://dx.doi.org/10.1119%2F1.3129103) .

6. Yu. V. Baryshev (2008). «Expanding Space: The Root of Conceptual Problems of the
Cosmological Physics». Practical Cosmology 2: 20-30. Bibcode:2008pc2..conf...20B (http://a
 dsabs.harvard.edu/abs/2008pc2..conf...20B) . arXiv:0810.0153 (https://arxiv.org/abs/0810.
0153) .

7. JA Peacock (2008). «A diatribe on expanding space». .

8. Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377–386. (Traducción al
inglés en: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991–2000.)

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4 de mayo de 2018.

10. Hubble, Edwin, "Una Relación entre la Distancia y la Velocidad Radial entre Nebulosas Extra-
Galácticas (http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1929PNAS...15..168H
&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=42ca922c9c30954) " (1929) Proceedings
de la Academia Nacional de Ciencias de Estados Unidos, Volumen 15, Número 3, pp. 168-173
(Artículo completo (http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168) Archivado (https://web.arch
ive.org/web/20080630010328/http://www.pnas.org/cgi/reprint/15/3/168) el 30 de junio
de 2008 en Wayback Machine., PDF)

11. Los astrónomos publicaron sus medidas en un artículo publicado en el número de diciembre
de 200 de Nature titulado La temperatura del fondo de microondas en el corrimiento al rojo
de 2.33771 (http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?astro-ph/0012222) que se puede
leer aquí (http://arxiv.org/abs/astro-ph/0012222) . Un artículo del prensa (https://web.archiv
e.org/web/20060615082906/http://eso.org/outreach/press-rel/pr-2000/pr-27-00.html) del
European Southern Observatory explica los hallazgos al público.

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Enlaces externos
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Dat os: Q1129469

Mult imedia: Expansion of t he universe (ht t ps://commons.wikimedia.org/wiki/Cat egory:Expa

nsion_ of_ t he_ universe)

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