El "Big Bang"

EL BIG BANG: Durante casi todo el transcurso de la historia de la Física y de la Astronomía modernas no hubo fundamentos adecuados, de observación y teóricos, sobre los cuales construir una historia del Universo primitivo. Desde mediados de la década del ‘60, todo esto ha cambiado. Se ha difundido la aceptación de una teoría sobre el Universo primitivo que los astrónomos suelen llamar “el modelo corriente”. Es muy similar a lo que a veces se denomina la teoría del Big Bang o “Gran explosión”, pero complementada con indicaciones mucho más específicas sobre el contenido del Universo.

Si escuchamos el silbato de un tren que se aleja rápidamente, su silbido nos parecerá más grave que si el tren estuviera quieto. El sonido parece tener una mayor longitud de onda cuando el tren se aleja. Esta situación corresponde al fenómeno señalado primeramente por Johann Doppler en 1842. De la misma manera, la luz de una fuente que se aleja es percibida como si tuviese una longitud mayor: si el color original fuera naranja, la luz se percibiría más rojiza. Esto se llama “corrimiento hacia el rojo” y es una manifestación del efecto Doppler en las ondas luminosas. Ciertos análisis de la luz proveniente de estrellas y galaxias muestran que, en la inmensa mayoría de los casos, hay un corrimiento hacia el rojo. Esto puede explicarse suponiendo un Universo en expansión en el que cada galaxia se aleja de las otras; como si fuese el resultado de algún género de explosión.

A mediados de los años ‘60, A. Penzias y R. Wilson detectaron ondas de radio de longitudes cercanas a los 10 cm (microondas), procedentes del espacio exterior con una particularidad singular. La intensidad de estas señales era la misma independientemente de la dirección en que se situara la antena. Por lo tanto, no podían ser adjudicadas a ninguna estrella, galaxia o cuerpo estelar en particular. Estas microondas parecían llenar todo el espacio y ser equivalentes a la radiación emitida por un cuerpo negro a 3K. Los astrofísicos teóricos comprendieron que esta “radiación cósmica de fondo de microondas” era compatible con la suposición de que en el pasado el Universo era muy denso y caliente.

En el comienzo hubo una explosión. No como las que conocemos en la Tierra, que parten de un centro definido y se expanden hasta abarcar una parte más o menos grande del aire circundante, sino una explosión que se produjo simultáneamente en todas partes, llenando desde el comienzo todo el espacio y en la que cada partícula de materia se alejó rápidamente de toda otra partícula. “Todo el espacio”, en este contexto, puede significar, o bien la totalidad de un Universo infinito, o bien la totalidad de un Universo finito que se curva sobre sí mismo como la superficie de una esfera. Ninguna de estas posibilidades es fácil de comprender, pero esto no debe ser un obstáculo; en el Universo primitivo, importa poco que el espacio sea finito o infinito.

Representación gráfica del Big Bang

Representación gráfica del "Big Bang"

Al cabo de un centésimo de segundo aproximadamente, que es el momento más primitivo del que podemos hablar con cierta seguridad, la temperatura fue de unos cien mii millones (1011) de grados centígrados. Se trata de un calor mucho mayor aún que el de la estrella más caliente, tan grande, en verdad, que no pueden mantenerse unidos los componentes de la materia ordinaria: moléculas, átomos, ni siquiera núcleos de átomos. En cambio, la materia separada en esta explosión consistía en diversos tipos de las llamadas partículas elementales, que son el objeto de estudio de la moderna Física nuclear de altas energías.

Las microondas que se detectan con igual intensidad en cualquier dirección en que se apunte la antena, no pueden provenir de un cuerpo celeste en particular. Son propias del conjunto del Universo y hacen suponer que en el pasado éste era denso y caliente.

Un tipo de partícula presente en gran cantidad era el electrón, partícula con carga negativa que fluye por los cables transportadores de corriente eléctrica y constituye las partes exteriores de todos los átomos y moléculas del Universo actual. Otro tipo de partículas que abundaban en tiempos primitivos era el positrón, partícula de carga positiva que tiene la misma masa que el electrón. En el Universo actual, sólo se encuentran positrones en los laboratorios de altas energías, en algunas especies de radiactividad y en los fenómenos astronómicos violentos, como los rayos cósmicos y las supernovas; pero en el Universo primitivo el número de positrones era casi exactamente igual al número de electrones. Además de los electrones y los positrones, había cantidades similares de diversas clases de neutrinos, fantasmales partículas que carecen de masa y carga eléctrica. Finalmente, el Universo estaba lleno de fotones de luz. Estas partículas eran generadas continuamente a partir de la energía pura, y después de una corta vida, eran aniquiladas nuevamente. Su número, parlo tanto, no estaba prefijado, sino que lo determinaba el balance entre los procesos de creación y de aniquilamiento.

De este balance, podemos inferir que la densidad de esta “sopa cósmica”, a una temperatura de cien mil millones de grados, era cuatro mil millones (4. 10 a la 9) de veces mayor que la del agua. Hubo también una pequeña contaminación de partículas más pesadas, protones y neutrones, que en el mundo actual son los constituyentes de los núcleos atómicas. Las proporciones eran más o menos de un protón y un neutrón por cada mil millones de electrones, positrones, neutrinos o fotones. A medida que la explosión continuaba, la temperatura fue disminuyendo, hasta llegar a los treinta mil millones (3. 10 a la 10) de grados centígrados después de undécimo de segundo, diez mil millones de grados después de un segundo y tres mil millones de grados después de unos catorce segundos.

Esta temperatura era suficientemente baja como para que los electrones y positrones comenzaran a aniquilarse más rápidamente de lo que podían ser recreados a partir de fotones y los neutrinos. La energía liberada en este aniquilamiento de materia hizo disminuir temporalmente la velocidad a la que se enfriaba el Universo, pero la temperatura continuo disminuyendo, para llegar a los 1000 millones de grados al final de los tres primeros minutos.

Esta temperatura fue entonces suficiente para que los protones y neutrones empezaran a formar núcleos complejos, comenzando con el núcleo del hidrógeno pesado (o deuterio), que consiste en un protón y un neutrón. La densidad era aún bastante elevada (un poco menor que la del agua), de modo que estos núcleos ligeros pudieron unirse rápidamente en el núcleo más estable del helio, que consiste en dos protones y dos neutrones.

Al final de los tres primeros minutos, el Universo contenía principalmente luz, neutrinos y antineutrinos. Había también una pequeña cantidad de material nuclear, formado ahora por un 73 % de hidrógeno y un 27 % de helio, aproximadamente, y por un número igualmente pequeño de electrones que habían quedado de la época del aniquilamiento entre electrones y positrones. Esta materia siguió separándose y se volvió cada vez más fría y menos densa. Mucho más tarde, después de algunos cientos de miles de años, se enfrió lo suficiente como para que los electrones se unieran a los núcleos para formar átomos de hidrógeno y de helio. El gas resultante, bajo la influencia de la gravitación, comenzaría a formar agrupamientos que finalmente se condensarían para constituir las galaxias y las estrellas del Universo actual. Pero los ingredientes con los que empezarían su vida las estrellas serian exactamente los preparados en los tres primeros minutos.

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