Sobre el proceso del Big Bang

Durante sus primeros 200.000 a 300.000 años, el universo era un ardiente mundo de oscuridad; era opaco a la transmisión de la luz. Era similar al interior del Sol, que también es opaco (no puede verse directamente a través del Sol). Si algunos electrones se uniesen con protones o núcleos de helio para formar hidrógeno o helio atómicos serían destruidos de inmediato por los fotones energéticos. En consecuencia, los fotones no tienen que desplazarse mucho para interactuar. Esta es la causa de que los telescopios no vean jamás luz de acontecimientos anteriores a unos 300.000 años, al igual que no pueden ver el interior del Sol.

Ahora bien, la era radiactiva termina cuando los fotones cesan de interactuar con la materia. Ello ocurre cuando la temperatura baja de 3.000 °K, y los electrones se unen a los núcleos y forman verdaderos átomos (éste es el fenómeno de la «recombinación o desacoplamiento»), dando como resultado una materia neutra, a diferencia del plasma anterior. La radiación se desacopla de la materia o esta se recombina, debido a que los fotones ya no tienen energía suficiente como para separar a los átomos en sus choques con ellos. Los fotones al dejar de interactuar vuelan libres de un lado a otro, a la velocidad de la luz. Así, la fase de recombinación marca el fin de la era radiactiva. Pero de pronto, el universo se vuelve transparente, lo baña una brillante luz amarilla, el color que corresponde a la materia a 3.000 °K. La luz más antigua nos puede llegar desde esa época, después de atravesar la mitad del universo visible. Este acontecimiento señala, por acuerdo convencional, el fin del Big Bang, y la expansión sin estructuras del universo; pronto empezarán a surgir las estructuras (las protogalaxias).

La radiación luminosa más antigua que nos puede llegar proviene del instante cuando ocurre la fase de recombinación o desacoplamiento, recorriendo la mitad del universo visible.

Pero también en el mismo periodo del universo que estamos describiendo y conocido como el de la recombinación, ocurre otro acontecimiento importante: la densidad energética de la materia en forma de helio e hidrógeno atómicos supera la densidad energética de los fotones. El Universo pasa a estar dominado por la materia y no por la radiación, característica que conservará hasta el día de hoy, en que hay en él mil veces más densidad de materia que de radiación.

Claro está, que la recombinación o desacoplamiento no es un hecho que se haya generado masivamente en un corto instante de la curiosa y enigmática vida del universo, ya que cuando comienza esta era los electrones tenían aún suficiente energía para que el proceso de recombinación no ocurriera de forma masiva hasta que transcurrieran unos 700.000 años. La captura de los electrones para formar los átomos tuvo una consecuencia importantísima: sin electrones libres, la radiación electromagnética (los fotones) ya no tenían con quién interactuar y el universo se volvería transparente al paso de ésta. Esto significó que los fotones serían capaces de expandirse junto con el universo. Esos fotones que acabaron por ser libres tenían energías altísimas que se traducía en longitudes de onda muy cortas. Pero la expansión del universo causó el alargamiento de esta longitud de onda. Esos fotones de longitud de onda alargada debida a la expansión son a los que nos referimos cuando hablamos de «la radiación de fondo cósmico de microondas». Ello, sin duda, para la generalidad de nosotros los físicos, es un remanente del Big Bang, que hemos sido capaces de cuantificar su intensidad, y que se ajusta con mucha precisión a lo que se predecía en los cálculos teóricos. Ésta ha sido una de las evidencias más duras y rotundas a favor de la imagen del universo que proporciona el modelo del Big Bang.

Pero poco después del comienzo de la recombinación, algo así como unos 300.000 años transcurridos desde el inicio del universo, comienza a embrionarse la época que se le suele llamar como «transparente». La temperatura comienza a bajar desde los 3.000 °K hasta los 2,73 °K que tiene hoy la ya mencionada radiación del fondo cósmico. El color del universo pasa del amarillo al naranja, luego al rojo, luego al rojo intenso y luego a la oscuridad del espacio profundo. Al cabo de unos 10 millones de años, según nuestro computador, la densidad de la materia era de un millón de veces mayor que la de hoy, que es de aproximadamente de un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico. Entonces, en realidad, la densidad de la materia de todo el universo era equivalente a la densidad de la materia que hay hoy en las galaxias. Esto implica que no podrían haber existido galaxias semejantes a las actuales cuando el universo sólo tenía diez millones de años: porque habrían estado unas apiladas encima de las otras. Por ello, es que se supone que las galaxias comienzan a formarse cuando la recombinación baja la presión de la radiación más de mil millones de veces, permitiendo a la gravedad operar entre las regiones que tienen ligeras diferencias de densidad. En cierto sentido, las primeras fases de esta época han sido totalmente desconocidas hasta ahora.

Los telescopios e instrumentos satelitales hoy sólo han percibido objetos hasta un corrimiento al rojo de z = 6,68. La radiación del fondo cósmico nos trae información de z = 1.000 a 2.000. Pero aún no podemos observar nada de la región intermedia, pese a los grandes logros que se han alcanzado en materia observacional al haberse distinguido una posible galaxia que se encontraría a una distancia por confirmar de z = 10,56. Por otro lado, se espera lanzar satélites que detectarán los detalles más finos de la radiación del fondo cósmico, que nos darán información sobre la estructura detallada en la época de recombinación, a partir de la cual se podrá deducir su evolución posterior. Por otra parte, los detalles de esta radiación podrían ser afectados por la región intermedia que tiene que atravesar, como una luz que la ilumina desde atrás, y en ella se podrían perfilar las primeras estructuras. Es la esperanza de los observadores.

Gran parte de la visión de estas épocas, anteriores a z = 6,68, son el resultado de cálculos teóricos, guiados por los principios de la física. Por ello, creemos que las galaxias o protogalaxias probablemente se formaran entre los primeros cien millones de años y los primeros mil millones, cuando los átomos de hidrógeno y helio cayeron en los grumos de materia oscura invisible preexistente. No deja de ser paradójico pensar que conocemos con mucho mayor precisión lo que ocurre en los primeros 100.000 años del universo (salvo antes de 10^-6 segundos), que la información que tenemos entre los 100.000 y 1.000.000.000 de años de su vida.

Han circulado varios modelos teóricos sobre la formación de estructuras y galaxias, pero desarrollemos uno con nuestro computador y veamos que nos depara. Si accionamos nuestra maquinita hacia adelante en el tiempo, a partir del primer millón de años (cuando la materia del universo era un gas uniforme de hidrógeno y helio) hasta llegar a los primeros mil millones de años, podemos ver formarse las galaxias. Del gas uniforme se formaron grumos inmensos de gas de hidrógeno y helio. Debían ser del tamaño de supercúmulos (según el modelo «hojuela») o justo del tamaño de las propias galaxias individuales (según los otros modelos que expusimos en una de las secciones de un capítulo anterior). Quizá se formasen entonces las estrellas tipo Población III (estrellas compuestas de helio e hidrógeno puro, sin elementos pesados), Las de gran masa se consumirían rápidamente, colapsándose en agujeros negros o en estrellas de neutrones; esto provocaría ondas de choque en el gas residual, que lo comprimirían, creando las condiciones para la formación de nuevas estrellas. En los núcleos de las galaxias pudieron quizá formarse gigantescos agujeros negros que consumían estrellas y emitían enormes cantidades de luz. los primeros quásares. El universo iba ya camino de crear estructuras cada vez más complejas: galaxias, estrellas, planetas y, más tarde, la vida. Los habitantes del Jardín Cósmico.

Pero para no quedarnos con una sola visión computacional sobre la formación de las estructuras cósmicas, veamos también otros dos escenarios que han emergido de otros modelos configurados en computadores distintos al que hemos usado en el trabajo que hemos estado presentando. Ambos, se sostienen en ideas que dependen del tipo de las irregularidades del contenido materia y de las radiaciones que han ocurrido antes de la fase de recombinación.

El primero de estos modelos, supone perturbaciones en presión y energía sin que pueda existir la oportunidad para que ésta fluya endógena o exógenamente de cada una de las irregularidades. En lenguaje técnico se llaman «perturbaciones adiabáticas» y son muy semejantes a las ondas del sonido en el aire, que son lo suficientemente rápidas como para que no emitan calor desde el volumen de aire comprimido que acompaña a cada onda. O sea, la temperatura alcanza a subir o bajar ligeramente en esos volúmenes, suficientemente rápidos. En el caso del universo, en el interior de cada perturbación la temperatura se modifica. En este caso, por razones mecánicas, la radiación borra las irregularidades cuyos tamaños sean menores que las de una escala correspondiente a los grandes cúmulos de galaxias (unos 20 Mpc o mayores) y masas de unos 10¹⁵, que corresponden al tamaño del horizonte en esa época. Después de la recombinación la acción de la propia gravedad de estas estructuras permite que crezcan, atrayendo más masa externa y contrayéndose al mismo tiempo. Se formarían unas enormes nubes más densas que el ambiente, una suerte de panqueque cosmológico, que luego se fragmentarían dando origen a las galaxias. Expresado de otra manera, según esta visión las estructuras de grandes escalas se formarían primero, derivando por fragmentación las más pequeñas.

Modelos adiabáticos e isotermal de la formación de estructuras y galaxias en el universo.

Ahora, hablando del segundo modelo que hemos enunciado describir, está basado en la suposición que las irregularidades antes de la recombinación sean de tipo «isotermal», o sea, que haya tiempo para que fluya el calor y la temperatura sea constante. En ellas, la densidad sería mayor, con una más lenta evolución. El tamaño inicial de estas perturbaciones que pueden sobrevivir a la época de radiación sería sólo del orden de 10⁶ . Después de la recombinación, por fragmentación estas masas deberían producir cúmulos de estrellas. Luego, ellos se atraen entre sí, formando galaxias cada vez más grandes. La lenta asociación gravitacional de éstas dará origen a estructuras cada vez de mayores dimensiones, como grupos, cúmulos y supercúmulos de galaxias. En esta teoría, estas dos últimas formas de asociaciones se estarían formando en la época presente, hecho que parece corroborado por las observaciones. Un aspecto aún incierto en esta teoría es que las primeras perturbaciones tienen que ser generadas por partículas con masa que no sufran interacciones electromagnéticas para evitar que las borre la presión de la radiación. Estas partículas podrían ser los leptones masivos, que, como vimos, pueden contribuir a la densidad del universo. Asimismo, observaciones de galaxias cercanas necesitan de la presencia de grandes cantidades de masa oscura (sin interacciones electromagnéticas) en sus alrededores, que también puede ser consecuencia de la existencia de esos leptones masivos. Todo ello permite ser optimista en este campo.

Los computadores, para ambos modelos, matemáticamente permiten reproducir de manera coincidente las estructuras observadas. Sin embargo, todavía queda camino que recorrer para que se pueda llegar a un pronunciamiento sobre cuál de las teorías es la que se corresponde mejor con las observaciones, lo que se irá dando en la medida en que se siga mejorando en profundidad y detalles.

Más Allá De La Síntesis Electrodébil

Al recorrer examinando todo el periodo de vida del universo podemos concluir que la parte que mejor comprenden los cosmólogos sobre el Big Bang que da inicio al cosmos va desde los nueve microsegundos (cuando se rompe la simetría electrodébil) a los primeros 300.000 años (la época de la recombinación). No se entiende demasiado bien el proceso ni antes ni después de ese periodo. Por ejemplo, ha sido difícil estudiar el periodo de formación de las galaxias debido a su complejidad. Recién en los últimos años se han logrado, aunque insuficientes todavía, avances al respecto, gracia a el HST. Sólo la utilización a su plena capacidad de los nuevos grandes telescopios que se encuentran todavía en etapa de montaje, y la postura en órbita de uno espacial más poderoso que el Hubble, podrán proporcionarnos en el futuro los datos científicos necesarios para adentrarnos en esta era tan compleja. Las temperaturas y energías son tan altas antes de que se produzca la ruptura de la simetría electrodébil, que no han podido reproducirse aún en ningún laboratorio de física de alta energía. Lo que pasa en ese período primordial es un juego de conjeturas para los teóricos de la física de campos.

Supongamos que retrocedemos en el tiempo hasta los nueve primeros microsegundos y que, utilizando nuestro computador, dejamos que el tiempo corra hacia atrás, y que aumente la temperatura. ¿Qué pasa? Según el modelo estándar, no mucho. El gas radiante compuesto por el plasma de quarks-gluones y de leptones sigue contrayéndose y su temperatura aumenta. Como la densidad y la presión de este gas plasmoso se ajustan a las condiciones del sistema de singularidad de Penrose-Hawking, acabamos encontrando en el origen mismo del universo la singularidad y nuestro computador lanza números infinitos… garabatos y delirios. Para elaborar una imagen del universo antes de los primeros nueve microsegundos, tenemos que ir más allá del modelo estándar de las partículas cuánticas y pasar a un modelo nuevo. ¿Cómo elaborar un nuevo modelo? ¿Qué condiciones tendría que reunir?

El modelo estándar ha tenido mucho éxito y se considera como base para entender la estructura actual del universo. Sus principales fundamentos observacionales son la detección de la radiación del fondo cósmico, la expansión del universo, la homogeneidad y la isotropía global, la abundancia relativa de los elementos químicos primordiales y el número del tipo de neutrinos existentes, entre otras. Sin embargo, como hemos visto en distintas secciones de este capítulo sobre el universo primitivo, hay áreas donde quedan detalles oscuros o totalmente desconocidos. Pero más aún, propugna algunas consideraciones teóricas que no coinciden con ideas generales sobre las simetrías, que suelen ser correctas en otros dominios, como las simetrías partícula-antipartícula, entre números leptónicos y otras de orden cuántico. Adicionalmente, quedan insolubles ciertos problemas lógicos y más de alguna paradoja.

Pero, que tiene méritos, los tiene. El modelo estándar de quarks, leptones y gluones, tiene la ventaja de haber sido, cuando recién transcurren los primeros meses del siglo XXI, bastante comprobado en laboratorios de alta energía. Si queremos superarlo y adentrarnos en la situación de aún mayor energía anterior a los primeros nueve microsegundos, hemos de abandonar el terreno seguro, verificado y estudiado en los laboratorios, y aventurarnos en lo desconocido, dejándonos guiar por la imaginación y, ello, aunque se cuente operativamente con los grandes aceleradores como el «The Relativistic Heavy Ion Collider» o el «The Large Hadron Collider». Pero no sólo por la imaginación. Podemos enfocar también el asunto de modo racional. Antes del noveno microsegundo, tuvieron que suceder importantes acontecimientos que propiciaron las condiciones precisas para que el universo evolucionase hasta llegar a ser como lo vemos hoy. Sí no tenemos cuidado, los vuelos de la imaginación nos dejarán pronto inmovilizados en tierra.

Podría parecer, en principio, bastante fácil elaborar un modelo nuevo, que incluyera el modelo estándar, y al mismo tiempo, lo superase. Pues bien, no lo es. La dificultad estriba en que si no tenemos muchísimo cuidado, el nuevo modelo predecirá un estado del universo actual que no coincidirá en absoluto con los hechos.

El estado actual del universo depende decisivamente de determinadas cantidades físicas que oscilan en una gama de valores muy precisa. Ya he mencionado una cantidad física de este género, la entropía específica de 400 millones de fotones por partícula nuclear. Si esa cantidad fuese muy distinta de su valor actual, no existiría el universo tal como lo observamos. En el modelo estándar del universo primitivo, el valor de la entropía especifica es un dato: corresponde a la cantidad inicial de carga del número bariónico del universo. Otros modelos que fueran más allá del modelo estándar podrían determinar la entropía específica, pero desgraciadamente podrían resultar en un valor erróneo, conduciéndonos a un universo inexistente. Los creadores de modelos ambiciosos han de tener mucho cuidado.

Otro ejemplo de esas cantidades físicas críticas son los valores de las masas cuánticas. Por ejemplo, el quark d tiene una masa más pesada que el u, y por tal razón el neutrón, que contiene más quarks d que el protón, es más pesado que éste. Esto implica que un neutrón libre puede desintegrarse en un protón y liberar energía. Pero si, por el contrario, el quark u fuese más pesado que el d, el nucleón estable sería el neutrón y no el protón. Pero entonces no podría existir el átomo de hidrógeno, porque su núcleo es un solo protón que se desintegraría en un neutrón. Aproximadamente el 75 por ciento del universo visible es hidrógeno, y no existiría, claro, si el valor de las masas quárquicas fuese ligeramente distinto.

Hay muchos ejemplos de cantidades físicas de este género que no pueden exceder un ámbito limitado de valores, pues, de hacerlo, el universo no sería como es, no existirían las estrellas ni las galaxias ni la vida. Desde el punto de vista del modelo estándar, simplemente se supone que tales cantidades tienen sus valores observados. Son datos que damos a nuestro computador y, lógicamente, podrían tener otros valores. Pero los físicos quieren entender el valor de esas constantes observadas, en base a una teoría física general y no limitarse a aceptarlas como datos. Esa teoría general, si existe, va sin duda más allá del modelo estándar, pues debería, lógicamente, fijar con exactitud esas constantes. Esa teoría cumpliría plenamente el sueño de Einstein de que «no hay constantes arbitrarias».

Para conseguir realizar ese sueño, los físicos teóricos ambiciosos estudian muchísimas otras nuevas ideas. Ideas, que si bien no han sido confirmadas ni refutadas por experimentos, por ahora sólo engruesan el número de páginas de «La Historia Sin Fin… ». No obstante, son ideas que se hallan en la frontera de la investigación actual, pueden hablarnos del periodo que transcurre antes del noveno microsegundo y desvelar quizás el acto mismo de la creación. Su campo de experimentación es todo el universo. Dejando a un lado toda prudente cautela, examinaremos más adelante tales ideas.

Texto extraído de Astrocosmo

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