¿Quién no ha oído hablar del Big Bang o leído algo sobre él? Es el nombre que damos al proceso de expansión desde un estado inicial extremadamente denso y caliente con el que comenzó nuestro universo, tal como lo conocemos. Un error frecuente en muchas personas cultas es suponer que toda la materia se hallaba reunida en un punto o una región muy pequeña del espacio, y que todo el «resto del universo» estaría «vacío». En realidad, no es tan simple, pues no solo la materia, sino también el propio espacio, estaba sometido a unas condiciones muy diferentes de las actuales. El astrónomo y abate belga Lemaître propuso la idea del átomo primordial, y desde entonces los científicos han tratado de hallar pruebas de las primeras etapas del universo. Pero si el espacio se ha expandido desde aquel estado inicial (¿alguien puede imaginar un tiempo anterior al Big Bang? Ni siquiera sabemos si tiene sentido hablar de un tiempo anterior), ¿de qué manera o de qué forma podemos estar seguros de que es así? ¿Cómo podemos saber que el universo se está expandiendo? ¿Cuáles son las huellas de la gran expansión inicial, el Big Bang, si es que ha dejado alguna? Vamos a ver cuáles son las evidencias experimentales y las teorías físicas que nos han llevado a nuestra actual visión del tema.
El nacimiento de la cosmología moderna, la ciencia que estudia el origen y la evolución del universo, se produjo en tiempos muy recientes, aproximadamente durante las primeras décadas del siglo XX. Naturalmente, antes también había personas que se planteaban estas cuestiones, pero desde el punto de vista de la física clásica, que nació con Newton, las cuestiones cosmológicas planteaban importantes dificultades. La paradoja de Olbers, según la cual, suponiendo que el universo fuese homogéneo, infinito, eterno y poblado uniformemente de estrellas, el cielo nocturno debería resplandecer con un brillo semejante al de la superficie de las estrellas, estaba basada en un razonamiento geométrico y en la aplicación de la ley de propagación de la intensidad luminosa. Del mismo modo, la ley de la gravitación de Newton planteaba dificultades para explicar la estabilidad de un universo estático, ya que las estrellas se atraerían entre sí debido a la fuerza gravitatoria que ejercen mutuamente. Con estas paradojas no es extraño que, desde el punto de vista de la ciencia experimental, la física, resultase tan difícil abordar los asuntos cosmológicos.
No es extraño suponer que fuese Einstein, con su teoría general de la relatividad, quien sentase las bases de la cosmología moderna. De las ecuaciones de su teoría se deduce que la geometría del espacio y del tiempo depende de la distribución de materia y de energía, es decir, que la geometría del espacio-tiempo está relacionada con su contenido material. El espacio y el tiempo ya no pueden tratarse separadamente, sino que forman un ente común, el espacio-tiempo. Las propiedades geométricas pueden variar de un lugar a otro y de un momento a otro. Inmediatamente surge la cuestión de si esta descripción física y local puede generalizarse, es decir, si es extensible a todo el universo, desde el sistema solar hasta la galaxia más alejada. Para poder hallar soluciones que sean aplicables a todo el universo, podemos suponer que la materia se encuentra uniformemente distribuida a gran escala en todo el cosmos. Sabemos que esto en un entorno local no es así, por ejemplo, en nuestro sistema solar, pero en general las observaciones realizadas con telescopios nos muestran un universo bastante uniforme y homogéneo a escalas suficientemente grandes.
Un matemático y meteorólogo ruso, Friedmann, que también se interesaba por la relatividad, halló un conjunto de soluciones de las ecuaciones de Einstein que describían un universo que no era necesariamente estático, tal como se suponía hasta entonces. De hecho, Einstein estaba tan imbuido de la idea de que el universo tenía que ser estático que introdujo en sus ecuaciones una constante, la constante cosmológica, que permitía obtener una solución estática. Como veremos, aquella concepción de un universo estático resultó equivocada, aunque la constante cosmológica continúa teniendo importancia en la cosmología actual. También los genios se equivocan. Fue el astrónomo norteamericano Hubble quien estableció que las galaxias más lejanas presentaban, en general, un corrimiento hacia el rojo más acusado, lo que indicaba una mayor velocidad aparente de alejamiento; es decir, las galaxias suficientemente alejadas siguen una relación según la cual, cuanto mayor es su distancia, mayor es su velocidad de recesión. La llamada ley de Hubble vino a aportar una evidencia experimental fundamental a favor de un universo en expansión, frente a la visión de un universo estático.
El problema que se vuelve a plantear es: si las galaxias ahora se están alejando entre sí, en un pasado lejano (actualmente se estima la edad del universo en unos 13.800 millones de años) la materia y la energía deberían encontrarse en un estado mucho más denso y caliente, relacionado con la idea del átomo primigenio de Lemaître. Si extrapolamos las ecuaciones clásicas hasta sus límites, llegamos a una singularidad desde el punto de vista físico, una situación en la que las leyes físicas que actualmente conocemos (incluida la teoría de la relatividad general) dejan de proporcionar una descripción adecuada. Stephen Hawking, junto con Roger Penrose, demostró, bajo determinadas condiciones, que las soluciones de las ecuaciones de Einstein pueden conducir necesariamente a singularidades.
Una posible alternativa histórica a estas singularidades fue aplicar de manera estricta el principio cosmológico perfecto, que postula que el universo presenta siempre el mismo aspecto (a gran escala), sea cual sea el lugar de observación y el tiempo en que se haga. Según esta teoría, conocida como teoría del estado estacionario, el universo habría estado expandiéndose desde el pasado infinito y continuaría expandiéndose durante el futuro infinito. Para evitar el enrarecimiento de la materia (que la materia sea cada vez más escasa en el universo debido al aumento del espacio provocado por la expansión), debemos suponer que la materia se crea. Este proceso de creación de materia sería extremadamente difícil de observar por medios físicos, ya que bastaría una cantidad diminuta de materia nueva para mantener la densidad media del universo. Parece muy extraña la idea de la creación de materia, pero no menos que la singularidad. Ahora bien, ¿cuál de las dos hipótesis es la correcta? ¿Hay algún hecho experimental que pueda decidirnos por alguna de las dos teorías, la del estado estacionario o la del Big Bang?
En la década de 1940, Gamow, físico ruso asentado en los EE. UU., sugirió que, si la teoría del Big Bang era cierta, en las primeras etapas del universo habría tanta materia comprimida en un estado tan denso y caliente que forzosamente tuvieron que producirse reacciones nucleares que transformaran parte del hidrógeno en helio, con lo que se explicaría la abundancia de helio en el universo, alrededor de un 25 % de la masa de la materia ordinaria, lo que sería difícil de explicar suponiendo que el helio se hubiese sintetizado únicamente en el interior de las estrellas por fusión nuclear. Durante aquellas primeras etapas, la temperatura era elevadísima y se estableció lo que se conoce como equilibrio térmico, es decir, la materia y la radiación se encontraban en estrecha interacción, de manera semejante a como irradia primero calor (infrarrojo) y luego luz visible (rojo intenso) un trozo de hierro puesto a calentar. Esta radiación inicial del universo sería muy homogénea e isótropa, es decir, parecería venir de todos los lugares del universo con la misma intensidad. Gamow y sus colaboradores calcularon que, dado el tiempo transcurrido desde las primeras etapas, esta radiación tendría que haberse enfriado paulatinamente, ya que el universo, al expandirse, se enfriaría, y hoy estaría en la región de las microondas, el equivalente a una temperatura de unos pocos grados kelvin, cercana a los 270 grados bajo cero. Pero en aquella época resultaba muy difícil imaginar que, en cierto rango de longitudes de onda convenientemente escogido, esta radiación fuera no solamente medible, sino incluso más intensa que la procedente de otras fuentes astronómicas.
La predicción de la radiación de fondo había recibido poca atención cuando, en 1965, dos ingenieros de telecomunicaciones norteamericanos, Penzias y Wilson, que se hallaban probando una antena de microondas, descubrieron casi por casualidad que el fondo del cielo emitía una radiación correspondiente a una temperatura cercana a los 3 kelvin (unos 270 grados bajo cero), detectada a una longitud de onda de 7,35 cm. Desde entonces se han realizado numerosos experimentos y todos han confirmado la existencia de dicha radiación. Las mediciones actuales sitúan su temperatura en aproximadamente 2,725 kelvin. Así pues, las predicciones sobre la existencia de una radiación residual del universo primitivo estaban esencialmente en lo cierto, y la teoría del Big Bang se impuso a su homóloga del estado estacionario, ya que esta última no podía explicar satisfactoriamente la radiación de fondo junto con las demás evidencias observacionales. De todos modos, la cuestión sobre el comienzo del universo no está ni mucho menos resuelta, pues, aunque podamos explicar el origen de la radiación de fondo (la luz del Big Bang), el problema de la singularidad sigue presente, y además es necesario explicar cómo se formó la distribución de materia que observamos, donde gran parte se encuentra concentrada en estrellas y galaxias, con muchísimo espacio vacío entre ellas.
A modo de curiosidad, si ustedes tienen un televisor antiguo de los que recibían señales analógicas, lo encienden y lo desintonizan, es decir, hacen que no capte ningún canal, una pequeña parte de la borrosidad que perciben puede deberse a la radiación de fondo del universo; desde un televisor de estas características podemos detectar indirectamente la luz del Big Bang, la huella presente de aquella gran expansión inicial.
Fco. Javier Ruiz
