Del Big Bang a las primeras estrellas

En Camino en el Bosque analizamos el llamado modelo estándar, desarrollado a partir de la conocida teoría del Big Bang, para explicar de manera accesible cómo se creó el Universo y cómo evolucionó hasta convertirse en lo que vemos hoy (Para conocer el desarrollo histórico de la teoría véase La teoría del Big Bang).

Partimos de la singularidad inicial y llegamos al periodo de expansión acelerada en el que hoy nos encontramos, pasando por la inflación cósmica, la nucleosíntesis y otros procesos importantes en la vida del cosmos.

El origen del espacio y el tiempo

Cuando todo era nada, el universo entero estaba concentrado en un punto. Un punto de densidad y temperatura infinitas, ya que toda la materia y energía que un día formaría el Universo se hallaba reducida a un tamaño inferior al de un átomo.

Este punto de densidad y temperaturas tan extremas es llamado singularidad inicial; en física, el término “singularidad” se utiliza para describir los fenómenos tan extremos que no pueden ser totalmente determinados por las leyes existentes. Lo que un día serían las estrellas y galaxias, el Sol, la Tierra y sus habitantes, todo estaba concentrado en ese punto singular.

El propio espacio-tiempo surgió con el Big Bang: no había un afuera desde el que observarlo ni un antes desde el que esperarlo; no obstante, actualmente se teoriza sobre sus causas (Véase ¿Qué ocurrió antes del principio del Universo?).

En solo un segundo, el universo pasó de ser unos cien trillones de veces más pequeño que un átomo a tener un tamaño superior a mil sistemas solares. En solo un segundo, el Universo pasó de ser una minúscula singularidad a ser un enorme espacio lleno de protones, neutrones y electrones, constituyentes de los átomos que hoy pueblan el Universo: un solo segundo que decidió nuestro destino. Para indicar el paso del tiempo en aquellos instantes iniciales, los científicos utilizan el tiempo de Planck, la fracción de tiempo más pequeña que puede ser utilizada por la física.

Max Planck determinó esta constante a partir de otras existentes: la constante de Planck reducida, la de la gravitación universal y la de la velocidad de la luz. El tiempo de Planck equivale a unos 0.00000000000000000000000000000000000000000005 segundos: cuarenta y tres ceros tras la coma; en notación científica: 5·10^-44 segundos.

[A partir de aquí se utilizará la notación científica para expresar números muy grandes o muy pequeños: el número del exponente se corresponde con la cantidad de ceros de la cifra redondeada (20=2·10¹; 200=2·10²; 2000=2·10³; … o bien 0.2=2·10^-1; 0.02=2·10^-2; 0.002=2·10^-3; …). Obsérvese que el signo positivo o negativo del exponente refleja si se trata de un número múltiple de diez o decimal respectivamente]

Una cuestión que hay que aclarar antes de empezar, de tipo semántico, es que cuando se habla del «inicio» del Universo no se habla exactamente del momento inicial: el primer tiempo de Planck. De hecho, la física que se emplea para explicar los primeros tiempos de Planck es teórica: los aceleradores de partículas, con toda su potencia, no han conseguido aún sino meras aproximaciones a lo que debieron ser las condiciones iniciales del Universo. La densidad y la temperatura eran tan elevadas que utilizamos el término “singularidad”, como hemos comentado, por la inconmensurabilidad de dichas condiciones. Dicho esto, procedamos a explicar el origen del Universo a partir del primer tiempo de Planck.

A un tiempo de Planck del inicio, el Universo estaba a unos 10³⁶ grados (que, recordemos, equivale a un uno y treinta y seis ceros), esto es diez cuatrillones de veces más caliente que el Sol. Las cuatro fuerzas que mueven el Universo, es decir, la gravedad, el electromagnetismo, la fuerza nuclear fuerte y la fuerza nuclear débil, estaban unidas formando una sola súper-fuerza.

Entonces, el espacio y el tiempo nacieron de aquel punto en el que estaban concentrados y con ellos una cantidad ingente de energía. A 10⁸ tiempos de Planck del Big Bang, el Universo tenía aproximadamente el tamaño de un átomo y, aunque comenzaba a enfriarse, estaba demasiado caliente aún para permitir la transformación de energía en materia.

En este lugar-momento naciente, las cuatro fuerzas fundamentales se separaron, comenzando por la gravedad, siguiendo por la fuerza nuclear fuerte y concluyendo con la división de la fuerza electrodébil en electromagnética y nuclear débil: las leyes del cosmos fueron redactadas en aquel proceso.

Si alguna de las cuatro fuerzas se hubiera separado un poco antes de las otras o un poco después, hubiera sido un poco más débil o un poco más fuerte: el Universo tal y como lo conocemos no existiría. Con más gravedad, por ejemplo, la totalidad de la materia tal vez habría alcanzado ya el colapso gravitatorio y no habría más que agujeros negros; con menos, la formación de galaxias, estrellas y planetas podría ser mucho más lenta o no llegar a producirse.

Parece que vivimos en un universo “adecuado”, con las condiciones idóneas para la existencia de galaxias, planetas, vida y, en definitiva, de seres capaces de plantearse si su universo es adecuado para ellos.

La inflación

En aquellos primeros instantes se produjo lo que se conoce como inflación del espacio o periodo inflacionario: el universo se infló como un globo gigantesco, expandiéndose hacia todas las direcciones a una velocidad superior a la de la luz. Esto no supone una violación de la famosa ley según la cual no es posible viajar a través del Universo más rápido que a la velocidad de la luz, ya que es el propio Universo el que se expande.

A pesar de que el concepto de inflación es teórico, y no sabemos a ciencia cierta en qué momento comenzó y en cuál acabó, esta teoría explica la expansión súper-acelerada del Universo en su origen y resuelve el llamado problema del horizonte.

La teoría de la inflación conlleva tener que explicar de dónde procede la enorme cantidad de energía necesaria para inflar el Universo y llenarlo de toda la materia que vemos hoy. Los físicos apuestan por una explicación que sin duda evoca la ciencia ficción: la energía vino de fuera del Universo.

Se considera que nuestro universo burbuja está suspendido en un campo escalar de energía y que de este campo surgió la energía necesaria para inflar nuestra burbuja, que podría no ser la única en una especie de multiverso espumoso.

Cuando la inflación se detuvo, una misteriosa fuerza a la que llamamos energía oscura tomó el protagonismo. Esta extraña fuerza continuó expandiendo el Universo a una velocidad creciente, aunque mucho menor en comparación con la de la inflación. Hoy la energía oscura continúa separando unas galaxias de otras, el destino del cosmos depende de ella (Véase El fuego, el hielo o la nada).

Nacen la materia y la antimateria

La energía pura del inicio, en forma de fotones (partículas componentes de la luz), se transformaba en materia para después volver a transformarse en energía: el Universo estaba aún demasiado caliente. Finalmente, habiendo transcurrido 10¹² tiempos de Planck desde el Big Bang, el Universo alcanzó los 10²⁷ grados y la materia pudo existir de manera definitiva.

Primero los fermiones, partículas ligeras como los leptones o los quarks; después, a 10³⁹ tiempos de Planck del Big Bang, habiéndose enfriado el Universo hasta los 10¹³ grados, los quarks se unieron en grupos de tres para formar los bariones, partículas pesadas como los neutrones y los protones.

Pero la materia no nació sola: con ella apareció también su gemela opuesta en carga, la antimateria. Cuando los fotones colisionan (hoy podemos comprobarlo en los aceleradores de partículas) dan como resultado una cantidad de materia equivalente a su energía cinética (energía asociada a la velocidad), pero solo la mitad de la energía se convierte en materia, la otra mitad forma antimateria.

En el Universo primitivo, se formaban parejas de partícula-antipartícula, por ejemplo, un electrón (de carga negativa) y un positrón (de carga positiva, también llamado antielectrón) o un protón (de carga positiva) y un antiprotón (de carga negativa). Cuando aparecieron las partículas y las antipartículas, se produjo el mayor de todos los enfrentamientos: la guerra entre materia y antimateria por el dominio del Universo.

Cuando una partícula se encuentra con su antipartícula se destruyen mutuamente transformándose en energía pura, el resultado de la batalla dependía únicamente del número de combatientes en cada bando: con el mismo número de partículas que de antipartículas, al final solo hubiera quedado energía.

En este capítulo de la historia del Universo nos cercioramos de un hecho sorprendente: existimos gracias a las imperfecciones del cosmos. Si todo fuera equilibrio y simetría, ni siquiera la materia existiría. Por suerte, se dio un desequilibrio en la formación de materia y antimateria: por cada millón de antipartículas se formaron un millón y una partículas, por cada millón de partículas que se destruyeron en el gran enfrentamiento, solamente sobrevivió una. Esos restos de materia fueron los que posteriormente formarían las estrellas, los planetas y todo lo que conocemos.

Cuando el enfrentamiento concluyó, había pasado un segundo desde el Big Bang y el Universo ardía a tan solo diez mil millones de grados. Durante los primeros tres minutos, mientras seguía enfriándose, se produjo la nucleogénesis: proceso mediante el cual se unen protones y neutrones formando deuterones (formados por un protón y un neutrón), y estos se recombinan para formar núcleos de helio (formados por dos protones y dos neutrones).

La diferencia entre el número de neutrones (13%) y de protones (87%) hizo que al finalizar la nucleosíntesis hubiera un 25% de núcleos de helio y un 75% de núcleos de hidrógeno (formados por un único protón libre), proporción que se observa aún en la actualidad.

A estos núcleos solo les faltaban los electrones para resultar en átomos completos de helio e hidrógeno, pero los electrones seguían desplazándose a altas velocidades y no se unían a los núcleos. Esto se debía a que el Universo, a mil millones de grados, estaba demasiado caliente todavía y la temperatura equivale a la velocidad a la que se desplazan las partículas. A consecuencia de esta niebla de electrones, que no dejaba pasar la luz, el Universo era opaco: al principio, como en el Génesis, reinaban las tinieblas.

Antes de continuar deberíamos hablar de la materia oscura, responsable de la distribución actual de las galaxias. El apelativo “oscuro”, como en el caso de la energía oscura, indica lo poco que se sabe acerca de esta materia. Sabemos que existe en gran cantidad, que es invisible y, la propiedad más importante de todas y que ha permitido detectarla, que tiene masa. Esta materia formó estructuras en forma de red durante la expansión y, diez mil años tras el Big Bang, cuando la temperatura del Universo había descendido hasta los 25000 grados, antes incluso de que los átomos se acabaran de formar, la materia oscura hizo de encofrado para determinar la distribución de la materia ordinaria.

Unos trescientos mil años tras el Big Bang, cuando el Universo se había enfriado hasta los 3500 grados, los electrones disminuyeron lo suficiente su velocidad como para empezar a unirse a los núcleos atómicos: los primeros átomos del Universo estaban completamente formados. Mientras esto ocurría, la materia oscura seguía atrayendo gravitacionalmente a la materia ordinaria, determinando su distribución; así lo seguirá haciendo hasta nuestros días.

Cuando el Universo se enfrió hasta los 3000 grados, la niebla de electrones despejó completamente el espacio y la radiación pudo escapar de la materia: la luz atravesó por fin el ahora trasparente Universo y escampó las tinieblas.

La formación de las estrellas

Formada la materia, el Universo se había convertido en una inmensidad de espacio ocupado únicamente por gas, compuesto de hidrógeno y helio, repartido según la distribución irregular de la materia oscura.

Volvemos a ver la importancia de las asimetrías: la distribución heterogénea del gas permitió que la gravedad realizara eficazmente su actuación. Si el gas hubiera estado repartido de manera homogénea, cada partícula habría sido atraída con igual fuerza hacia todas direcciones y el movimiento habría sido nulo o casi nulo.

Pero el gas primigenio estaba repartido de manera irregular y la gravedad pudo actuar rápidamente, juntando los átomos en las zonas más densas y separándolos en las zonas menos densas: el gas empezó a concentrarse en diferentes puntos del Universo.

Cúmulos de gas, unidos en cúmulos de cúmulos, sostenidos por la materia oscura y separados por la energía oscura; imagen embrionaria de las estrellas y galaxias que hoy vemos.

Cuando el gas se concentra, se calienta; y eso fue lo único necesario para formar las primeras estrellas: ingentes cantidades de gas sometido a una inmensa presión hasta alcanzar la temperatura adecuada.

En el interior de la bola de gas, los átomos están cada vez más comprimidos por la gravedad. En el núcleo, donde la temperatura y la presión son más elevadas, el hidrógeno alcanza los quince millones de grados y comienza a producirse la fusión nuclear: los átomos de hidrógeno se fusionan formando átomos de helio.

La fusión nuclear libera una enorme cantidad de energía, pero esta fuerza explosiva es reprimida por la gravedad, que insiste en mantener unida la inmensa bola de gas: la fusión nuclear empuja hacia fuera mientras el peso de la propia estrella empuja hacia dentro. Unos quinientos millones de años tras el Big Bang, este bélico equilibrio engendró las primeras estrellas. Una explosión encendió la primera chispa entre las cenizas del Big Bang y comenzó la era estelífera.

Las estrellas, irregularmente repartidas por efecto de la materia oscura, se unieron en galaxias: la era de la creación había terminado y el Universo comenzó su posterior evolución (Véase El nacimiento de planetas y galaxias).