The Big Bang Theory (I)

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.