revista de divulgación del Instituto de Astrofísica de Andalucía
El origen del universo
Solo durante los últimos cien años la ciencia nos ha permitido considerar el origen del universo como algo que podemos estudiar de modo formal, sin recurrir a mitos o religiones. Durante aproximadamente la mitad de esos cien años la mayor parte de los estudios fueron matemáticos o de índole teórica: consideraciones sobre la geometría y las propiedades dinámicas del universo, estimaciones de las condiciones físicas durante los primeros instantes y las reacciones nucleares que hubieran podido tener lugar... Desde los años sesenta del siglo pasado ha sido posible analizar datos observacionales que limitan las posibles avenidas por las que los modelos podían derivar. Finalmente, solo en los últimos diez o quince años se han logrado datos que tienen suficiente precisión como para permitir que la cosmología pueda codearse con otras ramas de la física, ajustando los parámetros de los modelos hasta niveles difíciles de imaginar para generaciones anteriores de astrónomos.
Los principales pilares en los que se basa esta nueva época de la cosmología son:
La expansión del universo. Predicha ya por Georges Lemaître hace casi cien años a partir de las ecuaciones de Einstein. Este se horrorizó de la idea (“sus ecuaciones son correctas, pero su física es abominable” se cuenta que le dijo), pero tuvo que aceptarla cuando al final de la década de 1920 las observaciones de Edwin Hubble, unidas a las previas de Vesto Slipher, no dejaron duda: las galaxias del universo se alejan unas de otras a velocidades proporcionales a la distancia entre ellas. Si pudiéramos dar marcha atrás al tiempo, las veríamos acercarse, hasta acabar concentradas en un punto de densidad infinitamente alta. Al mismo tiempo, siguiendo la termodinámica básica, veríamos subir la temperatura hasta alcanzar valores más altos que los que se encuentran en los núcleos de las estrellas.
La composición química del universo. Entre los años cuarenta y cincuenta del siglo pasado el matrimonio formado por Margaret y Geoff Burbidge, junto con William Fowler y Fred Hoyle, aplicaron las fórmulas de la entonces recién nacida física nuclear al cálculo de las reacciones que podrían tener lugar en los núcleos de esas estrellas. Casi simultáneamente George Gamow y sus colaboradores Ralph Alpher y Robert Herman usaron cálculos similares para estimar las reacciones en aquel indeciblemente caliente universo primitivo. El resultado no dejaba lugar a dudas: tras los primeros veinte minutos en la historia del universo, la composición sería sencilla: 75% de hidrógeno, 25% de helio, y trazas minúsculas de litio, berilio, y otros isótopos ligeros como el deuterio o el helio-3. Todos los demás elementos de la tabla periódica se cocinarían en nuevas generaciones de estrellas durante los siguientes miles de millones de años hasta nuestros días.
Nosotros somos seres compuestos de carbono, oxígeno, hidrógeno, nitrógeno, fósforo y azufre, y vivimos en un planeta formado de níquel, aluminio, hierro y silicio... la receta “hidrógeno + helio” nos parece extraña, pero todas las observaciones que se han hecho muestran que así es en realidad, y nosotros vivimos en un ínfimo “reducto metálico” creado por las consecutivas generaciones de estrellas nacidas y muertas en nuestro rincón de la Vía Láctea.
La temperatura de fondo. A la vez que los físicos calculaban la composición química del universo estimaban también su evolución térmica. Esta indicaba que aquel infierno de los primeros minutos se habría enfriado progresivamente hasta la actualidad, y que la temperatura presente estaría en algún sitio entre los 3 y los 50 K. Varios grupos plantearon la posibilidad de llegar a medir esta temperatura de fondo. Los grupos liderados por Andrei Doroshkevich e Igor Novikov en Rusia y Robert Dicke en Princeton llegaron a diseñar prototipos de detectores para ello. Pero fueron adelantados por Arno Penzias y Robert Wilson, que descubrieron e identificaron la radiación de fondo de microondas, el eco térmico de la gran explosión, con una antena de telecomunicaciones en 1965. Hoy sabemos que su temperatura es de 2,7 K.
Todas estas observaciones han sido progresivamente refinadas, con sensibilidades y volúmenes de datos cada vez mayores. Hoy la sonda europea Planck ha medido la temperatura de la radiación de fondo en más de cincuenta millones de puntos independientes del cielo, en nueve frecuencias diferentes y con una precisión de unas pocas partes por millón. Los nuevos proyectos de cartografiados cosmológicos esperan medir las posiciones y velocidades de cientos de millones de galaxias repartidas por todo el cielo. Y la disponibilidad de espectrógrafos de última generación en telescopios de gran tamaño nos permite medir en las estrellas abundancias de elementos tan poco habituales como el uranio o el torio.
Gracias a ello disponemos de un modelo muy detallado de cómo ha sido la historia del universo. Sabemos que hace unos 13.800 millones de años surgió de modo espontáneo, y que inicialmente consistió exclusivamente en una sopa de radiación a temperatura inimaginablemente alta. Tras una fracción de segundo se expandió y enfrió lo suficiente para que a partir de esa radiación comenzaran a “solidificarse” partículas y entidades progresivamente más complejas: quarks, neutrinos y electrones; protones y neutrones; y, al alcanzar aproximadamente veinte minutos de vida, los primeros núcleos atómicos. El universo se tomó después 380.000 años hasta enfriarse lo suficiente como para que los átomos de hidrógeno pudieran resistir la temperatura sin romperse. Y, desde entonces, la gravedad ha continuado su labor inexorable para dar lugar a todo lo que vemos a nuestro alrededor.
La sección anterior puede dar la impresión de que “todo está controlado”. Nada más lejos de la realidad... Es cierto que nuestro modelo del universo funciona muy bien para explicar lo que vemos a nuestro alrededor, pero también es verdad que conseguirlo exige aceptar una serie de condiciones:
Toda la materia que vemos a nuestro alrededor representa solo aproximadamente el 10% de la materia que debe existir. Esta observación se repite a todas las escalas cósmicas, desde la de las galaxias individuales hasta la de los cúmulos de galaxias y el universo como un todo (en todos los casos la gravedad revela que hay un exceso de masa, que nuestros ojos no pueden ver). Además, esa “materia oscura” que no vemos no puede simplemente ser materia normal que de algún modo escapa a nuestros instrumentos. Si lo fuera alteraría el frágil equilibrio químico que se observa en el universo, y la receta esperada no encajaría con la realidad. Por tanto, esperamos la detección de algún tipo de partícula exótica que pueda explicar este rompecabezas: cuerdas, axiones, wimps... quién sabe. Tal vez incluso necesitemos una nueva comprensión de la propia gravedad.
El universo contiene una gran cantidad de “algo” que actúa como la gravedad, pero exactamente al revés, y sabemos esto porque cuando miramos al pasado vemos que la velocidad de expansión era menor que la que observamos hoy. Esto contradice absolutamente nuestras expectativas. No conocemos ningún ente físico con esas propiedades. Lo he presentado como “algo” porque solo sabemos que no puede ser material, ya que no tiene masa. Podría ser un campo de características extrañas, o quizás una propiedad del espacio vacío. El caso es que un 70% del contenido del universo está formado por esta sustancia, a la que denominamos “energía oscura”. En realidad, la llamamos así por falta de un nombre más bonito, como por ejemplo, no sé, “quintaesencia”... ay, no, espera, hay gente que la llama precisamente así...
Nadie sabe por qué hay “algo en lugar de nada”. En las primeras etapas del universo, por simetría deberían haberse formado iguales cantidades de partículas y de antipartículas. Y con el paso de los miles de millones de años, todas deberían haberse aniquilado entre sí, dejando únicamente un fondo de energía. Pero nuestro universo tiene materia, y no antimateria. Existen modelos bien argumentados de física de partículas que pueden explicar esa asimetría, pero no es un problema que pueda considerarse totalmente resuelto.
La geometría del universo es euclidiana, como la que todos aprendimos en la escuela y podemos dibujar encima de una mesa. Pero existen otras geometrías “no planas” perfectamente respetables, la más famosa de las cuales es la geometría que vemos en la superficie de una esfera. En ella no existen líneas paralelas, y los ángulos de un triángulo no suman 180 grados, por ejemplo. La geometría plana o euclídea es precisamente un punto crítico, que corresponde a un valor exacto de la densidad del universo. Una densidad infinitesimalmente mayor o menor hubiera dado lugar a una geometría diferente. ¿Por qué ese ajuste tan perfecto?
Todo el universo a nuestro alrededor se encuentra en equilibrio térmico, como nos muestra el hecho de que la radiación de fondo de microondas es (casi exactamente) igual en todas las direcciones. Pero hay zonas del universo a nuestro alrededor que no pueden haber estado en contacto en el pasado, ya que están demasiado alejadas unas de otras. ¿Cómo, entonces, “supieron” a qué temperatura tenían que estar?
Existe una idea muy elegante que explica estos dos últimos problemas pero que, por el momento, sigue siendo una idea y no forma parte del corpus bien establecido del modelo del Big Bang. Es la llamada “inflación cósmica”, y consiste en lo siguiente: supongamos que durante una fase extremadamente breve del nacimiento del universo (digamos, aproximadamente, una quintillonésima de segundo cuando el universo tenía aproximadamente esa edad...) la expansión fue enloquecidamente rápida (pongamos que el tamaño del universo se multiplicó por 1025 en ese período de tiempo). El efecto neto de esa inflación sería “estirar” el universo para hacer su geometría perfectamente plana, y permitir que las partes que hoy vemos como muy distantes hubieran estado en realidad muy cercanas anteriormente. Es difícil negar que, visto así, parece poco menos que una locura... pero hay un modelo físico sólido detrás, y esperanzas de que algunas consecuencias de este extraño comportamiento sean observables a corto o medio plazo.
La naturaleza de la materia y la energía oscuras, la asimetría materia-antimateria o la confirmación del modelo inflacionario son algunos de los objetivos de la cosmología para los próximos decenios. En algunos casos hay esperanzas fundadas de encontrar pistas sólidas que seguir, por ejemplo desde la física de partículas (vía aceleradores y/o detectores) o desde la producción de cartografiados cósmicos cada vez mayores y más detallados. En otros seguimos, en realidad, buscando no ya una respuesta, sino incluso una buena formulación de la pregunta.