La Teoría del Big Bang,
basada en los postulados de la Mecánica Cuántica y en la Teoría de la
Relatividad General de Albert Einstein, es el modelo cosmológico más aceptado
actualmente para explicar las etapas iniciales de formación del Universo, y
empezó a gestarse a principios del S.XX. Entre 1924 y 1929 Edwin Hubble comprobó,
midiendo su desplazamiento al rojo por efecto Doppler,
que todas las galaxias observables en cualquier dirección en el espacio remoto
estaban alejándose de nosotros, y tanto más rápido cuanto más lejanas.
Suponiendo que no estamos en el centro de una gran explosión, la única solución
posible (y así lo han demostrado diversas comprobaciones experimentales) era
que todas las regiones del Universo observable se estuviesen alejando unas de
otras, igual que ocurre con los puntos dibujados con un rotulador en un globo
a medida que lo inflamos. Esto significa que, dándole a la moviola y yendo
hacia atrás en el Tiempo con la imaginación, hubo un momento en que todo estaba
concentrado en un solo punto muy pequeño; tiene guasa que el primero en
proponer, en 1927, una hipótesis de este tipo para la creación de todo lo que existe fuese el físico belga
Georges Lemaître, que además era sacerdote católico.
En nuestro afán por saberlo todo acerca de todo,
intentaremos con esta entrada múltiple resumir los hechos más importantes de la historia del Universo hasta el
momento actual. Las partículas fundamentales constituyentes de la materia y de
las distintas fuerzas (atractivas o repulsivas) se mueven muy rápido comparadas
con nosotros, así que, a nivel de partículas, en una minúscula fracción de
segundo pueden pasar muchas cosas: es lo que denominamos la escala subatómica
de Tiempo. Por eso, para describir detalladamente todo lo que pasó en las
primeras etapas de esta cronología utilizaremos en la entrega de hoy una escala
logarítmica que toma como referencia el inicio del Big Bang, el nacimiento del
Espacio y del Tiempo hace unos 13.800 millones de años; la semana que viene volveremos
a usar como punto de referencia el momento presente.
Los datos experimentales obtenidos en los
aceleradores de partículas actuales
nos permiten retroceder sólo hasta un cierto punto en el Tiempo que, si bien
está muy, muy próximo al inicio del Universo, no es el inicio propiamente
dicho; haría falta llevar a cabo experimentos a mayores energías para seguir
retrocediendo en la escala logarítmica de Tiempo. Hasta donde podemos llegar,
sabemos que sólo había energía, no masa, y que todo lo que conocemos estaba
comprimido en un punto minúsculo
infinitamente denso e infinitamente caliente. A partir de aquí, el Universo se
expande muy rápidamente, de forma exponencial,
en lo que se conoce como la etapa de inflación cósmica. Aunque nada puede
viajar más rápido que la luz dentro del Espacio-Tiempo, el propio tejido del Espacio-Tiempo
sí puede expandirse a mayor velocidad, y de hecho así ocurrió en esta fase. Con
esta expansión se produce una disminución gradual de la temperatura, y la
inflación termina a los 10-32 segundos desde el Big Bang.
A los 10-12 segundos (es decir, la millonésima parte de la millonésima parte de un segundo), al seguir bajando la temperatura, gran parte de la energía se ha transformado en partículas subatómicas, y el Cosmos está formado por un plasma (una sopa muy espesa) de gluones y quarks. Las cuatro fuerzas que rigen actualmente el Universo (gravitatoria, fuerte, débil y electromagnética) están por fin claramente diferenciadas, y ya hay fotones, partículas de radiación electromagnética entre las que se encuentra la luz visible. Se dan continuos cambios entre materia inestable y energía, en ambos sentidos, según dicta la ecuación de Einstein E=mc2. Al bajar más la temperatura, a partir de los 10-6 segundos (o sea, una millonésima de segundo desde el principio de todo) se forman partículas estables más grandes tales como los protones y neutrones, con sus correspondientes antipartículas, de carga opuesta.
Poco después, materia y antimateria empiezan a
combinarse mucho más rápido de lo que aparecen, y acaban aniquilándose
mutuamente desprendiendo mucha energía, quedando sólo un pequeñísimo residuo de
materia debido a un minúsculo desequilibrio
entre ambos grupos. Esto ocurre con los protones y neutrones a un segundo del
Big Bang, y con los electrones a diez segundos. Después de la aniquilación materia-antimateria,
la mayor parte de la energía la tienen los fotones, que rebotan e interactúan
constantemente con los pocos electrones y protones que han quedado. Sigue bajando
la temperatura (si a mil millones de grados se le puede llamar baja) y a tres
minutos del Big Bang los protones y neutrones se ralentizan lo suficiente para
fusionarse en núcleos estables de Deuterio, un isótopo del Hidrógeno. Aparecen
también núcleos de Helio y (en muy pequeña cantidad) de Litio. La densidad del
Universo es ahora parecida a la del aire. A veinte minutos del Big Bang los
núcleos no tienen velocidad suficiente para combinarse y cesan los procesos de
fusión.
Hasta los 380.000 años de edad el Universo es borroso
y blanquecino, con fotones y partículas cargadas chocando y rebotando caóticamente
en una y otra dirección, pero llegados a este punto los electrones son captados
por los núcleos para formar átomos completos y neutros (sobre todo de Hidrógeno,
en un 80%), de manera que los fotones ya son capaces de viajar distancias muy
largas en línea recta sin ser absorbidos. El Universo se vuelve transparente y las
nubes de gas que hay en él empiezan a ser visibles de forma clara (si hubiera
habido alguien a poca distancia para verlas). A este montón de fotones liberado
entonces en todas direcciones y desde todos los puntos del Espacio se le llama
radiación de fondo, y fue descubierta casualmente en 1964
por Arno Penzias y Robert Wilson. En el momento de su liberación sus longitudes
de onda incluían el espectro visible, pero tras recorrer la larga distancia
entre sus respectivos puntos de origen y nuestros telescopios éstas se han ido
alargando (debido a la expansión del Espacio-Tiempo) hasta pertenecer al rango de
las microondas; su distribución espectral coincide ahora con el patrón de
emisión de un cuerpo negro radiante de 3 Kelvin,
es decir, unos 270 grados centígrados bajo cero: la temperatura media del Universo
actualmente. Las pequeñísimas fluctuaciones en la radiación de fondo de
microondas proveniente del espacio exterior, dependiendo de la dirección en la
que apuntemos con nuestros telescopios, son la prueba de las irregularidades en
la estructura del Cosmos después de la etapa de inflación, y constituyen por
tanto la fotografía más antigua del Universo de la que disponemos.
Poco a poco, en las regiones ligeramente más
densas de un Universo por otra parte casi uniforme en cuanto a distribución de
masa y energía, los átomos empiezan a atraerse
por efecto de la gravedad, haciendo que la densidad en estos puntos aumente
todavía más y formando nubes compactas de Hidrógeno gaseoso. Por otra parte,
las zonas inapreciablemente menos densas al terminar el periodo de inflación se
van haciendo cada vez menos densas y darán lugar con el tiempo al vacío
intergaláctico. El final de esta relativamente breve etapa oscura, que viene
dado por la edad de las galaxias y cuásares más antiguos conocidos, no se ha
datado aún con precisión porque los objetos de este tipo observados hasta ahora
se cuentan con los dedos de ambas manos, pero está entre 200 y 800 millones de
años después del Big Bang (Al contrario que las minúsculas partículas tomadas
de forma aislada, las gigantescas nubes de gas tardan mucho en evolucionar y en
cambiar de forma apreciablemente, en comparación con nuestra escala biológica
de Tiempo; por eso a partir de este punto hablamos ya de millones de años en
vez de fracciones de segundo).
¿Y cómo se produce el final de esta edad oscura? La luz de las primeras estrellas y
cuásares se enciende porque el colapso gravitacional de los átomos de Hidrógeno
en sus centros genera tan altas presiones y temperaturas que se vuelve a
producir la fusión nuclear, formándose Helio y liberándose gran cantidad de radiación
electromagnética, parte de ella en el espectro visible. Después irán surgiendo
el resto de estructuras complejas a gran escala que hay en el Cosmos tal y como
lo conocemos hoy: primero planetas, satélites y agrupaciones de estrellas a las
que llamamos galaxias; y más adelante grupos, cúmulos y supercúmulos de galaxias.
Como ya hemos pillado carrerilla, la semana que
viene hablaremos brevemente sobre la formación de la galaxia en la que vivimos,
de la estrella que nos ilumina, de nuestro propio planeta y del satélite que lo
orbita… Pero antes de terminar por hoy, dejadme que os haga una pregunta con
trampa: ¿Dónde creéis que se produjo exactamente el Big Bang hace 13.800
millones de años? ¿Fue cerca de nuestro Sol? ¿o al otro extremo de nuestra
propia galaxia? ¿o en Andrómeda, la galaxia vecina? ¿o quizás en el punto más
alejado de nosotros en el Universo conocido? ¿o tal vez en la misma ciudad de Valencia,
o en tu propia casa, en tu cuarto de baño? Por extraño que pueda parecer, todas
las opciones son correctas: teniendo en cuenta que antes del Big Bang no existía
el Espacio ni las distancias, y que todo el Universo observable se expandió
entonces a partir de un solo punto, a partir de la nada, la conclusión a la que
llegamos es que el Big Bang tuvo lugar, como dirían Los Beatles, aquí, allí y en todas partes.