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universo del «gran desgarrón» (big rip ), en el cual la expansión
es tanto más rápida cuanto más expandido está, lo que matemáti-
camente se llama «expansión exponencial».
Es curioso y resaltable que el universo de De Sitter, habién-
dose presentado en fecha tan temprana, sea tan aplicable al uni-
verso, no solamente del futuro, sino del actual, puesto que ya
hoy, si no dominante, la energía oscura sí es la componente más
importante.
En el universo muy primitivo se dio probablemente una si-
tuación muy parecida al admitirse en la actualidad un período
inflacionario en el que también se produjo una expansión expo-
nencial. Pero el universo inflacionario es ya una hipótesis que
poco tuvo que ver con la investigación de Hubble. Su iniciador,
el físico y cosmólogo estadounidense Alan Guth (1947), propuso
un p1imer modelo en 1980, mucho tiempo después de la muerte
de Hubble.

EL FACTOR DE ESCALA CÓSMICO

Si el universo está en expansión, necesitamos definir una fun-
ción que nos indique cómo es de grande en cada momento de
su historia. Pero como no rechazamos la posibilidad de que sea
infinito, hemos de hacerlo en términos relativos. Imaginemos que
una galaxia está hoy a 100 Mpc. Dentro de un tiempo, debido a la
expansión, podrá estar a 200 Mpc. Entonces diremos que el factor
de escala cósmico es 2. A esa magnitud la denominamos con la
letra a. El factor de escala cósmico es una función del tiempo y
está ligada con la función de Hubble mediante:

_l_da(t) =H(t),
a(t) dt

donde la condición de que a.( t ) = 1 es parte de la definición. El
0
factor de escala cósmico hoy, con t = t , es la unidad por defini-
0
ción. Uno de los objetivos básicos de la cosmología es conocer

130 LA HOMOGENEIDAD DEL UN IVERSO