Se
trata de un acontecimiento postulado por la teoría cosmológica generalmente
aceptada. Los astrónomos están convencidos en su gran mayoría de que el
Universo surgió en un instante definido, entre 12.000 y 20.000 millones de años
antes del momento actual. Los primeros indicios de este hecho provinieron del
descubrimiento por parte del astrónomo estadounidense Edwin Hubble, en la
década de 1920, de que el Universo se está expandiendo y los cúmulos de
galaxias se alejan entre sí. La teoría de la relatividad general propuesta por
Albert Einstein también predice esta expansión. Si los componentes del Universo
se están separando, esto significa que en el pasado estaban más cerca, y
retrocediendo lo suficiente en el tiempo se llega a la conclusión de que todo
salió de un único punto matemático (lo que se denomina una singularidad), en
una bola de fuego conocida como Gran Explosión o Big Bang. El descubrimiento en la década de 1960 de la radiación de
fondo cósmica, interpretada como un ‘eco’ del Big Bang, fue considerado una confirmación de esta idea y una
prueba de que el Universo tuvo un origen.
No
hay que imaginarse el Big Bang como
la explosión de un trozo de materia situado en el vacío. En el Big Bang no sólo estaban concentradas la
materia y la energía, sino también el espacio y el tiempo, por lo que no había
ningún lugar ‘fuera’ de la bola de fuego primigenia, ni ningún momento ‘antes’
del Big Bang. Es el propio espacio lo
que se expande a medida que el Universo envejece, alejando los objetos
materiales unos de otros.
Inflación
La
teoría inflacionaria, teoría estándar del origen del Universo, implica un
proceso denominado inflación, y se basa en una combinación de las ideas
cosmológicas con la teoría cuántica y la física de las partículas elementales.
Si tomamos como tiempo cero el momento en que todo surgió a partir de una
singularidad, la inflación explica cómo una ‘semilla’ extremadamente densa y
caliente que contenía toda la masa y energía del Universo, pero de un tamaño
mucho menor que un protón, salió despedida hacia afuera en una expansión que ha
continuado en los miles de millones de años transcurridos desde entonces. Según
la teoría inflacionaria, este empuje inicial fue debido a procesos en los que
una sola fuerza unificada de la naturaleza se dividió en las cuatro fuerzas
fundamentales que existen hoy: la gravitación, el electromagnetismo y las
interacciones nucleares fuerte y débil. Esta breve descarga de antigravedad
surgió como una predicción natural de los intentos de crear una teoría que
combinara las cuatro fuerzas.
La
fuerza inflacionaria sólo actuó durante una minúscula fracción de segundo, pero
en ese tiempo duplicó el tamaño del Universo 100 veces o más, haciendo que una
bola de energía unas 1020 veces más pequeña que un protón se
convirtiera en una zona de 10 cm de extensión (aproximadamente como una
naranja grande) en sólo 15 × 10-33 segundos. El empuje
hacia afuera fue tan violento que, aunque la gravedad está frenando las
galaxias desde entonces, la expansión del Universo continúa en la actualidad.
Aunque
siguen debatiéndose los detalles del funcionamiento de la inflación, los
cosmólogos creen entender todo lo que ha ocurrido con posterioridad, desde que
el Universo tenía una diezmilésima de segundo de antigüedad, cuando la
temperatura era de un billón de grados y la densidad era en todas partes la que
existe actualmente en el núcleo de un átomo. En esas condiciones, las
partículas materiales como electrones o protones eran intercambiables con
energía en forma de fotones (radiación). Los fotones perdían energía, o
desaparecían por completo, y la energía perdida se convertía en partículas. Al
contrario, las partículas desaparecían y su energía reaparecía como fotones,
según la ecuación de Einstein E = mc2. Aunque estas condiciones
son extremas en comparación con nuestra experiencia cotidiana, corresponden a
energías y densidades estudiadas rutinariamente en los actuales aceleradores de
partículas: por eso los teóricos están convencidos de entender lo que ocurría
cuando todo el Universo se hallaba en ese estado.
A
medida que el Universo se iba enfriando, los fotones y las partículas
materiales ya no tenían suficiente energía para ser intercambiables, y el
Universo, aunque seguía expandiéndose y enfriándose, empezó a estabilizarse en
un estado en el que el número de partículas permanecía constante (materia
estable bañada en el calor de la radiación). Una centésima de segundo después
del ‘principio’, la temperatura había caído hasta los 100.000 millones de
grados, y los protones y neutrones se habían estabilizado. Al principio había
el mismo número de protones que de neutrones, pero durante un tiempo las
interacciones entre estas partículas y los electrones de alta energía
convirtieron más neutrones en protones que protones en neutrones. Una décima de
segundo después del principio, ya sólo había 38 neutrones por cada 62 protones,
y la temperatura había bajado a 30.000 millones de grados. Algo más de un segundo
después del nacimiento del Universo sólo había 24 neutrones por cada 76
protones, la temperatura había descendido hasta 10.000 millones de grados, y la
densidad de todo el Universo ‘sólo’ era 380.000 veces superior a la del agua.
Para
entonces, el ritmo de los cambios estaba decelerando. Fueron necesarios casi 14
segundos desde el principio para que el Universo se enfriara hasta los 3.000
millones de grados, momento en que las condiciones fueron lo suficientemente
suaves para permitir los procesos de fusión que se producen en una bomba de
hidrógenoo en el corazón del Sol. En esa fase, los protones y neutrones
individuales empezaron a permanecer unidos al colisionar, formando un núcleo de
deuterio (hidrógeno pesado) antes de separarse por efecto de nuevas colisiones.
Algo más de tres minutos después del principio, el Universo era unas 70 veces
más caliente que el centro del Sol en la actualidad. Se había enfriado hasta
sólo 1.000 millones de grados. Para entonces sólo había 14 neutrones por cada
86 protones, pero llegados a ese punto los núcleos de deuterio no sólo podían
formarse sino también sobrevivir como núcleos estables a pesar de las
colisiones. Esto hizo posible que algunos neutrones de la bola de fuego del Big Bang sobrevivieran hasta el momento
actual.
Formación
de núcleos y átomos
Desde
ese momento hasta aproximadamente cuatro minutos después del principio tuvieron
lugar una serie de reacciones nucleares que convirtieron algunos de los
protones (núcleos de hidrógeno) y núcleos de deuterio en núcleos de helio (cada
uno con dos protones y dos neutrones), junto con trazas de otros núcleos
ligeros, en un proceso conocido como nucleosíntesis. Sólo algo menos del 25%
del material nuclear terminó en forma de helio, y el resto (salvo una fracción
de un 1%) en forma de hidrógeno. No obstante, la temperatura aún era demasiado
alta para que estos núcleos pudieran capturar electrones y formar átomos
estables.
Algo
más de 30 minutos después del principio, la temperatura del Universo era de 300
millones de grados, y la densidad había disminuido espectacularmente hasta ser
sólo un 10% de la del agua. Los núcleos de hidrógeno y helio, con carga
positiva, coexistían con electrones libres (de carga negativa); debido a su
carga eléctrica, tanto los núcleos como los electrones seguían interaccionando
con los fotones. La materia se encontraba en un estado denominado plasma,
similar al estado de la materia que existe en la actualidad en el interior del
Sol.
Esta
actividad prosiguió durante unos 300.000 años, hasta que el Universo en
expansión se enfrió hasta la temperatura que existe hoy en la superficie del
Sol, unos 6.000 ºC. Esa temperatura era suficientemente fría para que los
núcleos empezaran a capturar electrones y formar átomos. Durante los 500.000
años siguientes, todos los electrones y núcleos se unieron de este modo para
formar átomos de hidrógeno y helio. Como los átomos son en su conjunto
eléctricamente neutros, dejaron de interaccionar con la radiación. El Universo
se hizo transparente por primera vez, al poder pasar los fotones de radiación
electromagnética junto a los átomos de materia sin ser perturbados. Es esta
radiación, enfriada ya hasta unos -270 ºC (3 K), la que detectan los
radiotelescopios como microondas de la radiación de fondo. Esta radiación no ha
interaccionado con la materia desde unos cientos de miles de años después del
principio, y todavía lleva la huella (en forma de ligeras diferencias en la
temperatura de radiación, según las distintas direcciones del cielo) de la
distribución de la materia en aquel tiempo. Las estrellas y galaxias no
pudieron empezar a formarse hasta aproximadamente un millón de años después del
principio, una vez que la materia y la radiación se ‘desacoplaran’ según se ha
descrito.
Materia
oscura
Hay
otro componente del Universo, además de la materia nuclear y la radiación, que
surgió del Big Bang y desempeñó un
importante papel en la formación de galaxias. Al igual que las teorías de la
gran unificación predicen la inflación, que es lo que los cosmólogos necesitan
para que el Universo ‘arranque’, estas teorías también predicen la existencia
de otras formas de materia, que resultan ser precisamente lo que necesitan los
cosmólogos para explicar la existencia de estructura en el Universo. Los
astrónomos saben desde hace décadas que hay mucha más materia en el Universo de
la que podemos ver. La existencia de esta materia se manifiesta a través de la
atracción gravitatoria que ejerce sobre las galaxias y cúmulos de galaxias visibles,
lo que afecta a la forma en que se mueven. Al menos hay 10 veces más materia
oscura en el Universo que materia luminosa, y puede que haya hasta 100 veces
más. No es posible que toda esta materia se halle en la forma de la materia que
conocemos (a veces llamada materia bariónica), porque en ese caso no
funcionaría el modelo del Big Bang
resumido aquí. En particular, la cantidad de helio producida en el Big Bang no coincidiría con la cantidad
observada en las estrellas más antiguas, que se formaron poco después.
Las
teorías de la gran unificación predicen que en la primera fracción de segundo
de la existencia del Universo también debería haberse producido a partir de la
energía una gran cantidad de materia de otro tipo (llamada materia oscura).
Esta materia tendría la forma de partículas que no participan en interacciones
electromagnéticas ni en ninguna de las dos interacciones nucleares, y sólo se
ven afectadas por la cuarta fuerza fundamental, la gravedad. Estas partículas
se conocen como WIMP, acrónimo inglés de ‘partículas masivas de interacción
débil’.
La
única forma en que las WIMP afectan al tipo de materia de la que estamos
formados (materia bariónica) es a través de la gravedad. La consecuencia más
importante de ello es que, cuando el Universo surgió del Big Bang y la materia ordinaria y la radiación se desacoplaron, las
irregularidades en la distribución de las WIMP en el espacio crearon enormes
‘baches’ gravitatorios que frenaron el movimiento de las partículas de materia
bariónica. Esto habría posibilitado la formación de estrellas, galaxias y
cúmulos de galaxias, y explicaría la distribución actual de los cúmulos de
galaxias en el Universo, en una estructura esponjosa formada por hojas y
filamentos arrollados alrededor de ‘burbujas’ oscuras carentes de galaxias.
La
convergencia de la física y la cosmología
Aunque
quedan por averiguar muchos detalles —en particular, la forma exacta en que se
forman las galaxias—, este modelo estándar de las primeras etapas evolutivas
del Universo descansa sobre bases sólidas. Las teorías de la gran unificación
predicen tanto la inflación como la presencia de materia oscura, sin las cuales
la cosmología tendría graves problemas. Sin embargo, estas teorías fueron
desarrolladas de forma aislada de la cosmología, sin pensar que sus resultados
podían aplicarse al Universo en su conjunto. Las medidas de la actual radiación
de fondo revelan la temperatura que existía en el Universo en la fase de
nucleosíntesis, y llevan a la predicción de que el 25% de la materia de las
estrellas antiguas debería encontrarse en forma de helio, lo que coincide con
las observaciones. Además, la estructura detallada de ondulaciones en la
radiación de fondo, detectada por el satélite COBE, revela la influencia de materia oscura que actuó gravitatoriamente
sobre la materia luminosa algunos cientos de miles de años después del
principio y formó el tipo de estructuras a gran escala que corresponde a la
distribución actual a gran escala de las galaxias. La coincidencia entre los
hallazgos de la física de partículas (el mundo de lo extremadamente pequeño)
obtenidos en experimentos terrestres y la estructura del Universo en expansión
(el mundo de lo extremadamente grande) deducida de las observaciones
astronómicas es lo que convence a los cosmólogos de que, si bien quedan
detalles por resolver, la idea general del origen del Universo es esencialmente
correcta.
Bibliografía utilizada:
www.lafacu.com