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Temas futuros
6- La Teoría de la Relatividad
7- El Principio de Incertidumbre
8- Materia y Energía Oscura
9- Teoría M: En Busca de Un Marco Unificado

 

 

El Big Bang propiamente dicho es el momento del nacimiento del Universo en un instante de tiempo definido, hace unos 15 mil millones de años en forma de bola superdensa y supercaliente de radiación energética.

La primera persona que propuso una versión de lo que ahora se denomina Big Bang fue Geoges Lemaitre en 1927, aunque no se basó en las ideas relativistas.

El término Big Bang  fue dado por Fred Hoyle a finales de los años 40, no lo hizo por creer en la teoría sino por todo lo contrario, quiso ridiculizarla. Hoyle fue uno de los mayores adversarios de la idea del Big Bang.

El Universo está lleno de materia y ésta, debido a la Teoría de la Relatividad General, curva el espacio-tiempo de forma que los cuerpos (materia) se atraigan (ésta es la solución de la Relatividad General para la Ley de Gravedad de Newton).

 

 

 

Einstein encontró que no había forma que sus ecuaciones dieran como resultado un Universo estático e invariable en el tiempo, y tanto él como la mayoría de la gente en ese tiempo creía que el Universo debía ser estático. Einstein en vez de abandonar esa idea, trucó sus ecuaciones añadiéndoles un término llamado constante cosmológica, que curvaba el espacio-tiempo en sentido opuesto de manera que los cuerpos se repelieran. Posteriormente, luego de las observaciones de Edwin Hubble en los años 20 en el Monte Wilson, Einstein eliminó la constante cosmológica, considerándolo como el mayor error de su carrera.

Las observaciones de Hubble y otros observadores demostraron que la galaxia en la que vivimos, La Vía Láctea, no solo es una galaxia mas entre miles de millones en el Universo, sino que las galaxias se están alejando unas de las otras a medida que el Universo se expande. Y a medida que se alejan, lo hacen con mayor velocidad. Para entender esta expansión es necesario comprender que las galaxias no se mueven por el espacio (siempre teniendo en cuenta solo a la expansión cosmológica), sino que son arrastradas por la expansión del espacio, es el propio espacio el que crece. Un ejemplo claro es imaginar un globo que esté pintado a lunares, al empezar a inflarlo, los puntos en su superficie se irán separando unos de otros.

Lunares en un globo

 

El Universo, y según las ecuaciones de Einstein, no tiene centro ni bordes, ya que el espacio-tiempo está suavemente curvado para formar el equivalente en cuatro dimensiones a la superficie de una esfera. La teoría de Big Bang tiene la particularidad de explicarnos con detalles todo lo que sucedió un instante después de la Gran Explosión, pero no la del momento mismo.

El hecho de que el Universo se esté expandiendo, y las galaxias se están alejando unas de otras, implica que en un pasado determinado debieron estar todas condensadas, y la distancia entre ellas debió ser cero. En ese instante que llamamos Big Bang, la densidad y por consecuencia la curvatura del espacio-tiempo debieron ser infinitas. Las matemáticas no pueden manejar números infinitos, esto implica que la Teoría de la Relatividad General colapsa en ese punto. La propia teoría dice que en tal punto la teoría en sí colapsa. Tal punto es lo que los matemáticos llaman una singularidad. En realidad, todas las teorías científicas están formuladas con la suposición de un espacio-tiempo uniforme y casi plano, de manera que ellas dejan de “funcionar” en la singularidad del Big Bang.

La razón por la cual la Relatividad deja de valer en la Gran Explosión es porque no incorpora EL Principio de Incertidumbre, el elemento aleatorio de la Teoría Cuántica, que Einstein se había rehusado a creer desde la idea que “Dios no juega a los dados”. Sin embargo debemos entender que a grandes escalas las leyes físicas clásicas funcionan sin problemas, pero a muy pequeñas escalas, como lo fue el Universo en el comienzo, la física cuántica tiene un papel muy importante ya que determina los sucesos que pueden ocurrir. Por este motivo el Universo muy primitivo (como todo a escala muy pequeña) tiene múltiples historias con distintas probabilidades. La idea de Las Historias Múltiples fue desarrollada por Richard Feynman, por la cual dice que las partículas se desplazan de un lugar a otro a lo largo de cada trayectoria posible en el espacio-tiempo.

 

Historias de una partícula

 
Actualmente se trabaja para combinar la Teoría de la Relatividad y las Historias Múltiples en una teoría unificada que describa todo lo que ocurre en el Universo. Aunque tal teoría no nos dirá como empezó el Universo. Para ello se necesitan condiciones de contorno, reglas que nos digan que ocurre en las fronteras del Universo, los bordes del espacio y el tiempo.

 

 

La idea del Big Bang fue llevada un paso más allá por George Gamow en los años 40. Demostró de que forma las interacciones nucleares que se sucedieron en la Gran Explosión convirtieron el hidrogeno en helio, lo que explicaba las proporciones de estos elementos en estrellas muy viejas, y predecía la existencia de la Radiación de Fondo. A continuación detallamos paso a paso los hechos físicos generales desde el momento del Big Bang:

• 0 segundos: Singularidad de La Gran Explosión (G.E.): (Big Bang) Era de Plank. Leyes de la física exóticas y desconocidas.

• 10e-43 segundos después de la G.E. (Gran Explosión): Era de  la Teoría de la Gran Unificación (GUT), la unificación de las fuerzas fundamentales de la naturaleza.

• 10e-35 segundos después de la G.E.: Era Electrodébil, dominada por quarks y antiquarks.

• 10e-10 segundos después de la G.E.: Era de hadrones y leptones. Los quarks quedan confinados al formarse protones, neutrones y otros bariones.

• 10e-4 segundos después de la G.E.: En ese instante la temperatura era de 10e12 K (un billón de grados) y la densidad de la materia nuclear de 10e14 gramos por centímetro cúbico (la densidad del agua es de 1 gramo por centímetro cúbico). En éstas condiciones de la radiación de fondo lleva tanta energía que son intercambiables por partículas, según la ecuación E=mc2. Los fotones crean pares de partículas y antipartículas, y estas se aniquilan para dar fotones energéticos en un intercambio constante de energía. Debido a una minúscula asimetría en la forma en que actúan las interacciones fundamentales se produjeron ligeramente más partículas que antipartículas. Solo una por cada 1000 millones de partículas quedó fijada como materia estable.

• 0.01 segundos después de la G.E.: Con la temperatura disminuida a 10e11 K, los protones y los neutrones se habían apartado de la vorágine.

• 0.1 segundos después de la G.E.: La temperatura había bajado a 30000 millones K, y solo había 38 neutrones por cada 62 protones.

• 1.1 segundos después de la G.E.: El Universo se había enfriado hasta 10000 millones K, el equilibrio entre protones y neutrones se había desplazado todavía mas, con 24 neutrones por cada 76 protones.

• 13.8 segundos después de la G.E.: El Universo tenía 3000 millones K de temperatura, y comenzaron a formarse los núcleos de deuterio, cada uno de los cuales contiene un protón y un neutrón, aunque inmediatamente se volvían a dividir por las colisiones con otras partículas. El 17% de los nucleones quedaban en forma de neutrones.

• 182 segundos después de la G.E.: El Universo se había enfriado a 1000 millones K (temperatura 70 veces mayor que la del centro de nuestro Sol). La proporción de neutrones era de 14%, pero se salvaron de la desaparición total porque la temperatura había caído al punto en que podían formarse núcleos de deuterio y helio y permanecer unidos a pesar de las colisiones con otras partículas.

• 4 minutos después de la G.E.: Reacciones dejaron a los neutrones residuales atrapados en núcleos de helio. La proporción de la masa total de los nucleones convertida en helio es el doble de la abundancia de neutrones en ese momento (cada núcleo de helio-4 tiene dos protones y dos neutrones). El 25% del material nuclear convertido en helio y el resto quedaba como protones solitarios (núcleos de hidrogeno).

• 30 minutos después de la G.E.: Todos lo positrones del Universo se habían aniquilado con casi todos los electrones  (dejando solo uno cada 1000 millones, ajustándose así al numero de protones) para producir la radiación de fondo. La temperatura era de 300 millones K y la densidad era solo del 10% de la del agua. Aún el Universo estaba demasiado caliente para que se formen átomos estables, en cuanto un núcleo capturaba un electrón, éste era arrancado por un fotón energético de la radiación de fondo.

• 300.000 años después de la G.E.: El Universo se enfrió hasta los 6000 K (aprox. la temperatura de la superficie de Sol). Durante los siguientes 500000 años, la radiación de fondo se desacopló, y ya no tuvo más interacción con la materia. El Universo óptimamente denso deviene transparente a la radiación cósmica de fondo. Luego el Universo continuó su expansión de forma relativamente tranquila, pero cada vez más lentamente a causa de la gravedad.

• 1.000 millones de años después de la G.E.: Cúmulos de materia forman quásares, estrellas y protogalaxias. Las estrellas procesaron hidrogeno y helio para hacer elementos mas pesados

• 15.000 millones de años de la G.E.: Se forman nuevas galaxias con sistemas solares. Los átomos se enlazan para formar moléculas complejas, entre las cuales las moléculas biológicas.

 

Evolución desde el Big Bang

 
La cuestión que quedó por resolver en este modelo estándar del Big Bang en los años sesenta era la del destino final del Universo, si seguirá expandiéndose o si se contraerá hasta un Big Crunch. Cualquiera de las posibilidades está permitida por las ecuaciones de Einstein. El destino está dado por la cantidad de materia que contenga el Universo. Ciertamente no hay suficiente materia visible, pero se sabe que hay una gran cantidad de materia oscura en el Universo. A mediados de los 80 hubo una explicación de lo que sucedió en el intervalo de tiempo 0 y los 0.0001 segundos, conocida como teoría inflacionaria, que dice que el Universo se mantiene en la línea divisoria entre ser abierto y ser cerrado.

 

 

 

El Universo está lleno con un mar de radiación a una temperatura ligeramente superior a 2,7 Kelvin, detectable en frecuencias de microondas, y es la evidencia directa del Big Bang en la que nació el Universo. El descubrimiento de esta radiación fue la observación mas importante hecha en cosmología desde que Hubble descubriera en los años 20 que el Universo se expande.
La primera persona que intentó describir las condiciones en el Big Bang de forma cuantitativa fue George Gamow, en los años 40. Aplicó el conocimiento de la física cuántica para investigar el tipo de interacciones nucleares que habrían ocurrido en el Big Bang, y encontró que el hidrógeno primordial se habría transformado parcialmente en helio. La cantidad de helio dependería de la temperatura del Big Bang en ese momento. Habría estado lleno de una bola de fuego de radiación de cuerpo negro caliente de corta longitud de onda, en forma de rayos X y rayos gamma. Gamow predijo que la radiación caliente de esta bola de fuego se habría debilitado y enfriado conforme la expansión pero que aún debería existir en una forma fuertemente desplazada hacia el rojo, como ondas de radio. Pero aunque la radiación se hubiera enfriado, seguiría llenando el Universo uniformemente, como el gas que llena un globo. Incidiría sobre la Tierra desde todas las direcciones del espacio. Como regla práctica la temperatura de la radiación de fondo en Kelvin se obtiene tomando el número 10e10 (un 1 seguido de 10 ceros) dividido por la raíz cuadra de de la edad del Universo en segundos.
En 1965 cuando grupos de científicos ya estaban dispuestos a la tarea de hallar la radiación, en New Jersey, Arno Penzias de los Bell Research Laboratorios y su colega Robert Wilson habían estado preparando una antena de bocina de 6 cm, diseñada inicialmente para trabajar con los satélites de comunicaciones Echo de uso en radioastronomía. Encontraron una persistente interferencia, que llagaba uniformemente de todas las regiones del cielo, en un primer momento no sabían lo que era, hasta que Robert Dick y sus colegas revelaron el descubrimiento. Era la radiación de fondo. Siguientes observaciones confirmaron la radiación y fijaron la temperatura en 2,7 K y mostraron que era radiación de cuerpo negro perfecta.
 

Radiación de Fondo

La radiación de fondo convenció a los astrónomos de que había habido un Big Bang, e hizo de la cosmología una floreciente disciplina científica.
Pero en los años 80 había un problema con la radiación, era demasiado lisa y perfecta. Si fuese así ¿de donde proceden las cosas tales como las galaxias, estrellas y personas? Para que existamos debe haber habido irregularidades en el Universo en el momento que tenía 300000 años: nubes de gas en el espacio que pudieran acumularse bajo su propia gravedad para colapsar y formar galaxias y estrellas. Por ello la radiación de fondo debe tener diferencias en la temperatura. En abril de 1992 la NASA anuncio que el satélite COBE había encontrado estas variaciones, que eran tan pequeñas que solo podían medirse desde el espacio.
 

Big Bang

Había encontrado los rizos del tamaño exacto que predecía el modelo del Big Bang. Fue la confirmación que el Universo había nacido en un instante definido en el tiempo.