El Big Bang

Manuel Sanromà

Diseño de la colección: Editorial UOCDiseño del libro y de la cubierta: Natàlia Serrano

Primera edición en lengua castellana: febrero 2016Primera edición en formato digital: febrero 2016

© Manual Sanromà, del texto

© Editorial UOC (Oberta UOC Publishing, SL) de esta edición, 2016Rambla del Poblenou, 156, 08018 Barcelonahttp://www.editorialuoc.com

Realización editorial: Oberta UOC Publishing, SL

ISBN: 978-84-9064-566-6

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Autor

Manuel SanromàManuel Sanromà es profesor titular de Matemática Aplicada enla Universitat Rovira i Virgili y miembro de la Unión Astronó-mica Internacional.

QUÉ QUIERO SABER

Lector, lectora, este libro le interesará si ustedquiere saber:

• Cómo ha evolucionado el estudio del Universo alo largo de la historia.

• Cuáles han sido las aportaciones de científicos co-mo Kepler, Galileo, Einstein o Hubble.

• Qué explica la teoría del Big Bang.• Qué nos permite saber sobre el origen del Uni-

verso.• Qué es todo lo que nos queda para saber.• Cuándo lo sabremos, si es que lo descubrimos al-

gún día.

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Índice

QUÉ QUIERO SABER 7

UNA TEORÍA IMPRESIONANTE YSÓLIDA 11

LA COSMOLOGÍA PRECIENTÍFICA 13El cosmos antes de Copérnico 13

Alejandro Magno y Ptolomeo 17De la revolución copernicana a la científica 22

Las armonías de Kepler 26Llega Galileo 28

La ciencia newtoniana 31Kant y la infinitud del Universo 34El nuevo concepto de ciencia 37

LA COSMOLOGÍA SE CONVIERTE ENCIENCIA 41La importancia de Einstein 41

Los grandes telescopios y Hubble 47

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¡E hizo bang! 50El gran descubrimiento 54

LA TEORÍA DEL BIG BANG 57Cómo explicar tres problemas 58

La masa oscura 61La energía oscura 65

Sabemos algunas cosas 67

LAS BASES OBSERVACIONALES 71La radiación de fondo 71La estructura del Universo a gran escala 73Las lentes gravitatorias 74Las supernovas 74El bosque Lyman-Alpha 75Nuevas observaciones 76Aceleradores de partículas 76

UNA HISTORIA DEL UNIVERSO 79Mirar atrás hacia adelante 79

Tres grandes periodos 82La edad oscura 86

El Modelo Concordante 89Más allá del Big Bang 93

Bibliografía 95

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UNA TEORÍA IMPRESIONANTE YSÓLIDA

Las preguntas sobre los orígenes son las más an-tiguas y a la vez las más profundas que se planteanlos humanos. El origen del hombre, de la vida y delUniverso ha estado siempre en el centro del interéshumano, y de ello son prueba las explicaciones míti-cas y religiosas que aparecen en todas las culturas. Pe-ro solo en los últimos cien años han estado al alcan-ce de la investigación científica lo que nos ha permi-tido empezar a descubrir sus claves. La cosmología,combinando los adelantos teóricos y experimentalesde la física de partículas con los espectaculares avan-ces observacionales de la astronomía, no solo nos hadescubierto un Universo de unas dimensiones inima-ginables sino que ha sido capaz de averiguar cuál hasido el origen y la evolución de ese Universo. La teo-ría del Big Bang es actualmente una de las construc-ciones más impresionantes del intelecto humano y

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constituye uno de los modelos científicos más sóli-dos de la ciencia del nuevo milenio.

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LA COSMOLOGÍA PRECIENTÍFICA

La cosmología es tan vieja como la cultura huma-na. Como disciplina científica empieza con Einstein.Pero entre las cosmologías animistas de los prime-ros hombres que observaban el cielo estrellado y elmundo que los rodeaba y el Big Bang inflacionarioque representa nuestro conocimiento del Universoen pleno siglo XXI hay una historia del pensamientoque tiene un primer salto cuántico en el paso del mi-to al logos con los filósofos presocráticos. La tradi-ción de los filósofos milesios y de los pitagóricos, re-cogida por Aristóteles, configuró un primer modeloracional del mundo.

El cosmos antes de Copérnico

Aristóteles (384-322 a.C.) desarrolló un sistemadel mundo en el que la Tierra era esférica y se encon-

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traba inmóvil en el centro del Universo, mientras queel cielo, con todos sus astros, giraba a su alrededor.Además, postuló una diferencia fundamental entrelos cuerpos terrestres y los celestes. Según Aristóte-les, los cuerpos terrestres estaban formados por loscuatro elementos fundamentales presocráticos, queposeían movimientos naturales propios: la tierra y elagua hacia el centro de la Tierra, el aire y el fuego ensentido contrario. Cada elemento tenía como lugarnatural una esfera (todavía hoy hablamos de litosfera,hidrosfera y atmósfera).

Con respecto a los cuerpos celestes, Aristóteleshace una contribución original e introduce una quin-ta sustancia, el éter, incorruptible e inmutable, delque están formados los cuerpos celestes, que trazanun movimiento natural de forma circular. Aristótelesconsideraba que el Sol, la Luna y los planetas esta-ban fijados sobre sus esferas correspondientes. Lasestrellas, a su vez, se encontraban fijas sobre una es-fera que giraba en torno a la Tierra y correspondíaa la frontera del Universo. Pero ¿qué había más alláde la esfera estelar? Aquí, Aristóteles tuvo que recu-rrir a varios juegos de manos filosóficos para expli-car que, más allá, no había nada, pero que esta nadano equivalía a un vacío en extensión; todo ello paradecir que el Universo se acababa «realmente» en laesfera celeste.

Si hay un pensador que contribuyó a configurarla cultura occidental, ese es Aristóteles. Su influen-cia se ha dejado sentir durante más de dos milenios,

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tanto a través de la cultura judeocristiana como dela musulmana, y hasta la revolución científica prác-ticamente nadie osó cuestionar sus aportaciones entodos los campos del pensamiento. Así pues, no esextraño que el cosmos aristotélico fuera casi artículode fe o modelo intocable y que marcara la historia delpensamiento occidental.

Las características básicas de su modelo han con-figurado el pensamiento cosmológico de una maneraa menudo poco explícita pero tremendamente influ-yente. Así, mientras que adoptó los cuatro elementosbásicos de los presocráticos, no hizo lo mismo conla idea de Leucipo y Demócrito de que toda la ma-teria estaba formada por unas unidades básicas indi-visibles llamadas átomos. Eso provocó, por una par-te, que esta idea atomista fuera prácticamente inex-plorada durante dos mil años y por otra que el mi-crocosmos quedara relegado implícitamente en losmodelos cosmológicos, que pasaron a ser un campode estudio más relacionado con la astronomía, y portanto con el macrocosmos, que con la física: de he-cho no ha sido hasta el siglo XX, con el modelo delBig Bang, cuando la física de partículas ha empezadoa interesarse por la cosmología.

Además, con la introducción del éter, o quintae-sencia, Aristóteles también separaba el microcosmosde la Tierra (formado por los cuatro elementos clá-sicos) del macrocosmos de los cielos, permanentese incorruptibles. Esta separación tuvo una gran in-fluencia tanto desde el punto de vista religioso co-

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mo científico. De hecho no es hasta el siglo XIX, conla espectroscopia, cuando la ciencia pudo demostrarque la composición de los objetos celestes era exac-tamente la misma que la materia terrestre. Y no eshasta la teoría de la relatividad del siglo XX cuando eléter pasa a la historia de los conceptos innecesarios oinexistentes. Finalmente, las esferas y los movimien-tos circulares, introducidos por Platón y Eudoxio, re-cogidos por Aristóteles y consagrados en el modelomatemático de Ptolomeo, conformaron el Universohelenístico y medieval que, después de ser adopta-do por las grandes religiones monoteístas, sobrevivi-rá hasta la revolución científica no solo entre los es-tudiosos sino también en el imaginario popular.

El espectro de la luzTodo el mundo ha visto un arco iris, sea en la atmósfera en tiem-po tormentoso, sea a través de las gotas de agua que dispersa unaspersor de riego. Este fenómeno, causado por la descomposiciónde la luz en sus colores al pasar a través de las pequeñas gotas deagua en la atmósfera, pone de manifiesto lo que denominamos es-pectro de la luz.

La luz es una onda electromagnética, y lo que nosotros experimen-tamos como color no es más que el efecto fisiológico producidoen nuestros órganos perceptores por la frecuencia de esta onda(más elevada hacia el azul y menos hacia el rojo). Cuando la luzpasa desde un medio material a otro (por ejemplo, del aire al agua)se produce el denominado fenómeno de refracción, en que los ra-

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yos de luz cambian de dirección. El grado de cambio de los rayosdepende de la frecuencia de la luz: los diferentes colores cambiande dirección en grados ligeramente diferentes y por eso es por loque la luz blanca, compuesta por todos los colores, se descompo-ne en todos ellos (lo que denominamos espectro continuo) y estoconstituye el espectacular arco iris.

Si hacemos pasar la luz emitida en cualquier interacción física através de un espectrógrafo (aparato para separar la luz en sus co-lores), observaremos su espectro característico que depende de losátomos que participan en esta interacción. En el espectro de unaluz cualquiera, superpuestas al continuo (el arco iris) se puedenapreciar varias bandas oscuras (líneas de absorción) o luminosas(líneas de emisión), que son características de los diferentes ele-mentos químicos que intervienen en el proceso que produce la luzestudiada. El espectro de la luz es una firma inequívoca de la com-posición de la materia que la emitió.

Alejandro Magno y Ptolomeo

Un macedonio, discípulo de Aristóteles, propa-gó la influencia griega por todo el mundo conocido.Alejandro Magno es sin duda uno de los personajesreales que han alcanzado casi el nivel del mito en lahistoria. No en vano, con sus conquistas, unió la ci-vilización griega con Egipto y Oriente hasta la India.En términos actuales podríamos decir que protago-nizó la primera globalización, ya que fue el creadorde la llamada cultura helenística.

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Alejandría, la capital de la dinastía de los ptolo-meos, sucesores de Alejandro, se convirtió en el cen-tro de esta cultura, punto de encuentro entre el estey el oeste, por donde fluían las ideas y las creenciasen una y otra dirección. Allí encontramos el primercentro de investigación de la historia, fomentado ymantenido por el poder político: la mítica Bibliote-ca de Alejandría. A su alrededor surgió una serie decientíficos que, aplicando el razonamiento y la obser-vación, contribuyeron a cambiar radicalmente la vi-sión del mundo y a establecer las bases sobre las que,más de mil años después, se produciría la revolucióncientífica.

Aristarco, Eratóstenes, Hiparco y Ptolomeo son,desde todos los puntos de vista, precursores (de lamisma importancia) de Copérnico, Kepler, Galileoy Newton. No podemos dejar de preguntarnos quéhabría pasado si no hubiera habido una ruptura demás de un milenio entre la ciencia alejandrina y lareanudación renacentista. En cualquier caso, el hechoes que las investigaciones de estos cuatro científicosalejandrinos dieron paso a una nueva visión, basadaen observaciones y cálculos meticulosos, de un mun-do inimaginablemente mayor que el de nuestra reali-dad diaria.

La ciencia astronómica helenística culmina conPtolomeo de Alejandría (hacia 90 d.C. - hacia 168d.C.). Aparte de escribir sobre geografía, astrologíay música, Ptolomeo compiló en su histórico trata-do Almagesto todos los conocimientos astronómicos

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acumulados hasta el momento en un modelo cohe-rente que estará en la base de la cosmovisión occi-dental hasta la revolución copernicana y de hecho,como modelo cosmológico, hasta Newton. Desde elpunto de vista cosmológico, Ptolomeo recoge el Uni-verso aristotélico, pero, sobre la base de la ciencia he-lenística, introduce un modelo más sofisticado quelas esferas de Platón y Eudoxio para explicar el mo-vimiento de los planetas.

El modelo de los epiciclos (círculo que se mueveen otro círculo, llamado deferente), introducido ori-ginalmente por Apolonio de Perge, sirve para expli-car el movimiento retrógrado observado en los pla-netas, así como la variación de su distancia (y por lotanto, de su luminosidad). El centro del deferente nose encuentra en la Tierra sino que está ligeramenteseparado (un fenómeno que se llama excentricidad).Además, Ptolomeo introdujo el ecuante, o punto li-geramente alejado del centro del deferente, en tornoal cual se produce el movimiento uniforme del epi-ciclo (de otro modo no se podía explicar la variaciónen el movimiento retrógrado de los planetas).

El modelo de Ptolomeo fue el primer modelo ma-temático del Universo con capacidad predictiva, yaque era capaz de predecir con bastante exactitud laposición de los planetas sobre la bóveda celeste. Aestos efectos había que introducir un número varia-ble de epiciclos (epiciclos dentro del epiciclo) segúnel planeta; todo ello configuraba un modelo bastanteelaborado que, con el fin de ajustarse a las observa-

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ciones, rompía con la perfección de las esferas plató-nicas y aristotélicas.

Como instrumento puramente matemático la ca-pacidad predictiva del modelo heliocéntrico queplantearía Copérnico catorce siglos más tarde, no eramejor que la del modelo geocéntrico de Ptolomeo ytanto uno como otro en muchos casos fueron con-siderados por sus partidarios simples modelos paraefectuar cálculos, y no representaciones del funcio-namiento real del cosmos. La gran ventaja del mode-lo heliocéntrico fue, inicialmente, su simplicidad. Encualquier caso, el pensamiento aristotélico y la ma-temática helenística combinadas en el Almagesto soli-dificaron en un modelo cosmológico que sobreviviódurante catorce siglos.

A menudo parece que entre el Almagesto de Pto-lomeo y el De revolutionibus de Copérnico nos separencatorce siglos de oscuridad intelectual con respectoa la visión del mundo. Dejando aparte que eso seríacasi imposible (las revoluciones necesitan un caldode cultivo), el hecho es que a menudo pasa desaper-cibido que, en los primeros siglos del cristianismo, seproduce un cambio muy significativo en la cosmovi-sión, que tendrá un gran impacto en el debate cos-mológico posterior. Dos pensadores cristianos, Ter-tuliano de Cartago (hacia 155-230) y Agustín de Hi-pona (354-430), introducirán la idea de la creatio ex-nihilo, que hasta entonces había estado ausente en to-das las consideraciones cosmogónicas o cosmológi-cas. Efectivamente, tanto en las cosmogonías míticas

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como en el cosmos naturalista presocrático (recogi-do por Aristóteles) la materia es preexistente. El de-miurgo platónico no crea la materia sino que trabajaen ella; los epicúreos negaban explícitamente la po-sibilidad de la creación de la nada; el Génesis no diceexplícitamente que Dios creara el cielo y la tierra dela nada.

La idea de la creación a partir de la nada, introdu-cida originalmente por Tertuliano, se consolida gra-cias a la figura de san Agustín, uno de los padres ydoctores de la Iglesia de mayor influencia. Formula-da por un pensador de su prestigio, en los mismosmomentos en que el emperador Teodosio convertíael cristianismo en la religión oficial del Imperio ro-mano y cuando se estaba produciendo la transicióndel mundo antiguo al medieval, la idea de un mundocreado de la nada quedará ligada al Universo aristoté-lico y ptolemaico en un sólido edificio, defendido fir-memente por los poderes eclesiástico y político, queno se tambaleará hasta Galileo.

Desde San Agustín, el cielo del cosmos es el cie-lo creado por Dios, la Ciudad de Dios. Así será du-rante más de mil años y cuando Galileo defienda larealidad del modelo heliocéntrico de Copérnico, losteólogos de Roma le preguntarán cómo explica queJosué detuviera el Sol para ganar la batalla de Jericó.

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De la revolución copernicana a la científica

Nicolás Copérnico (1473-1543), un erudito rena-centista polaco que entre sus múltiples actividadesincluyó la astronomía, es el autor de uno de los li-bros más influyentes de la historia: De revolutionibusorbium coelestium. Publicado poco después de su muer-te, desató la revolución científica que culminaría conlos Principia de Newton. En su libro, resultado de dé-cadas de trabajo, Copérnico expone sus tesis. La Tie-rra no es el centro del Universo y este está cerca delSol. La distancia de la Tierra al Sol es muy pequeñacomparada con la distancia que hay hasta las estre-llas. La rotación diaria de la Tierra es lo que causa elmovimiento aparente de las estrellas sobre la bóvedaceleste. El movimiento de la Tierra en torno al Sol esla causa de su movimiento aparente entre las estrellasy también la causa de las estaciones. El movimientode los planetas entre las estrellas está causado por lacombinación de su movimiento en torno al Sol y dela propia Tierra en torno a este.

Las distancias en astronomíaMientras que en nuestra vida diaria el metro y sus múltiplos (kiló-metros) y submúltiplos (centímetros y milímetros) son unidadesútiles y familiares para medir distancias, para el Universo a gran es-cala se han adoptado otras unidades mayores, vistas las dimensio-nes implicadas. La Tierra es aproximadamente una esfera de 12.732kilómetros de diámetro, la Luna está a unos 380.000 kilómetros yel Sol a unos 150 millones. La distancia del Sol a su planeta más

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lejano es de unos 4.500 millones de kilómetros y a partir de aquíel sistema métrico deja de ser una herramienta útil.

Para las inmensas distancias implicadas en el estudio del Universo,utilizamos unidades mayores y más comprensibles. Para ello, apro-vechamos que la velocidad de la luz es una constante universal ymuy grande (para los estándares humanos), de aproximadamente300.000 km/s. Si utilizamos como unidad de distancia lo que re-corre la luz en un intervalo de tiempo (por ejemplo 1 segundo-luzserán 300.000 kilómetros; un año luz aproximadamente 10 billo-nes de kilómetros) tendremos herramientas de medida mucho másútiles. La distancia del Sol a la estrella más próxima es de unos 4años luz, el diámetro de nuestra galaxia es de unos 100 mil años luzy las galaxias de nuestro grupo local están separadas por distanciastípicas de unos millones de años luz. Los astrónomos utilizan unmúltiplo del año luz, llamado pársec, equivalente a 3,26 años luz.El pársec es la distancia a la que el radio de la órbita de la Tierraen torno al Sol tiene una paralaje de un segundo de arco (véase«Cómo medir las distancias astronómicas»).

Copérnico desarrolló su teoría heliocéntrica unasdécadas antes de su publicación, pero era tan revolu-cionaria que se resistió a darla a conocer. Incluso enel prólogo de la primera edición (escrito por el teólo-go Andreas Osiander) se especificaba que el modeloque se describía en el libro no quería ser una descrip-ción de cómo era el Universo real sino simplementeun utensilio para simplificar el cálculo del movimien-to de los planetas. Y la verdad es que la controversia

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que desató el libro fue de carácter más científico quefilosófico.

Hay que decir que, a efectos prácticos, la teoríade Copérnico, que pretendía una mayor simplicidadque la de Ptolomeo, no lo era tanto como él deseaba,dado que, con el fin de mantener las órbitas circula-res perfectas también tenía que recurrir a los epici-clos ptolemaicos. Además, no había ninguna eviden-cia observacional en favor del modelo de Copérnico:ésta tendría que esperar a las observaciones telescó-picas de Galileo de las fases de Venus. Uno de los ar-gumentos contundentes contra el sistema heliocén-trico es que las estrellas no mostraban ninguna para-laje. Hoy día sabemos que este efecto existe, pero queno podía ser medido con las técnicas renacentistas: laprimera medida de una paralaje se realizó bien entra-do el siglo XIX. Copérnico argumentó (¡y acertó!) queeso podía ser debido a las enormes distancias estela-res, pero no abandonó la esfera celeste sobre la quelas estrellas se encontraban a una distancia enormepero finita: el Universo copernicano tenía el mismotamaño que el ptolemaico.

Cómo medir las distancias astronómicasMedir las distancias de los objetos astronómicos no es una tareasencilla. Las primeras medidas de los objetos más próximos, comola Luna y el Sol, las llevaron a cabo los astrónomos alejandrinosa partir del estudio de los eclipses y de las posiciones relativas deestos astros en el cielo. Para objetos más lejanos hay que recurrir amétodos específicos. En los objetos más próximos, la distancia se

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puede conocer midiendo la llamada paralaje. Efectivamente, ob-servando un mismo objeto desde dos puntos separados por unagran distancia, se puede medir el desplazamiento del objeto sobreel fondo de estrellas más lejanas (paralaje) de una manera tan pre-cisa como los instrumentos de observación. Teniendo en cuentaque la órbita de la Tierra en torno al Sol nos permite observardesde posiciones separadas por el diámetro de la órbita (del ordende 300 millones de kilómetros) y con la actual precisión de los te-lescopios, con este método se llega a distancias de unos cuantoscentenares de años luz.

Este método es pues claramente insuficiente para la mayoría de lasmedidas galácticas y, aún más, para las extragalácticas. Aunque haydiferentes métodos en circunstancias concretas (según el tipo deobjeto observado), el único método general de medida de grandesdistancias es el de las candelas patrón, que veremos más adelante.

A Giordano Bruno (1548-1600) corresponde elmérito de haber ampliado el Universo copernicano:«Hay un número innumerable de soles, y un númeroinfinito de tierras que giran en torno a estos soles»,osó afirmar (la idea ya había sido defendida por Lu-crecio en el siglo I a.C. y por Nicolás de Cusa en elsiglo XV). No obstante, Bruno llegó a estas conclu-siones a partir de especulaciones metafísicas que po-co tenían que ver con un método científico. Su visióndel mundo es, en realidad, animista, y se acerca másal panteísmo que a la ciencia moderna. Y si puso alSol en el centro del sistema solar, no fue por razo-

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nes astronómicas, sino porque le asignaba a este as-tro propiedades vitalistas, al estilo de la filosofía her-mética de su época. De todas maneras, las ideas deBruno le valieron ser acusado de hereje y morir enuna hoguera de la Inquisición romana, justo cuandose iniciaba el siglo XVIII, lo que le convirtió en unmártir del libre pensamiento.

Las armonías de Kepler

Un siglo después de Copérnico, el gran astróno-mo alemán Johannes Kepler (1571-1630) se propusoencontrar las «armonías» que rigen el movimiento delos planetas. Convencido de que el Sol es el centro delUniverso, Kepler dedicó largos y penosos años a es-tudiar los datos observacionales, recopilados por sumaestro Tycho Brahe (1564-1601), con la esperanzade encontrar algunas de las leyes simples que regíancon toda precisión el curso de los planetas. Su inves-tigación no fue en vano; Kepler descubrió las famo-sas tres leyes que ahora llevan su nombre.

De golpe, se hundió el sistema de los epiciclos,del que ni Copérnico había podido liberarse, para darpaso a la inesperada simplicidad de las elipses: Ke-pler acaba con dos milenios de círculos como figurasperfectas que representan el movimiento de los as-tros. Por otra parte, a Kepler le desagradaba la idea deun Universo infinito. Consideraba que la cuestión dela finitud o la infinitud del mundo era ajena a la ex-

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periencia humana. Encontró un argumento para de-mostrar que el Sol era muy diferente de las estrellas.Antes de que se inventaran los telescopios, se creíaque el tamaño aparente de las estrellas correspondíaa su tamaño real.

Kepler demostró que si las estrellas se encontra-ban tan distantes como implicaba el sistema de Co-pérnico, el diámetro real de una estrella típica tendríaque ser mayor que la órbita terrestre. Aún más, el cie-lo visto desde de una estrella tendría una aparienciamuy diferente de la que tiene desde la Tierra: las es-trellas se verían como grandes bolas de luz y no comopequeños puntos luminosos. Hoy día, sabemos queel tamaño aparente de una estrella es solo un espejis-mo producido por la atmósfera terrestre, que amplíasu imagen, pero este fenómeno era desconocido entiempo de Kepler, por lo que su argumento parecíaperfectamente sólido.

Las estrellasUna estrella es una esfera de materia, formada por la atraccióngravitatoria de su material, que genera energía en su centro comoconsecuencia de las reacciones nucleares que se producen en ella.La gravedad de la materia que constituye la estrella gobierna total-mente la evolución y el control de las reacciones nucleares que lepermiten producir una gran cantidad de energía y brillar. Cuantamás masa tiene una estrella, más rápida es la evolución, es decir,consume más rápidamente el combustible nuclear. Ésta masa pue-de medir entre una décima parte de la masa del Sol y unas cien ve-ces ésta. Las estrellas de más masa tienen una vida de unos pocos

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millones de años, comparados con los 10 mil millones de años quepuede vivir una estrella como el Sol.

Los últimos estadios de la vida de las estrellas marcan las diferen-cias más relevantes en su comportamiento. Durante gran parte desu vida, las estrellas producen elementos químicos a partir de la fu-sión de núcleos de hidrógeno. Una vez consumido el hidrógeno, yen función de su masa y también de su entorno, la estrella entra enfases diferenciadas. Algunas se acaban consumiendo lentamente.Otras se acaban en procesos explosivos que desprenden inmensascantidades de energía, conocidos como supernovas. Las superno-vas y algunas estrellas variables constituyen verdaderos faros, visi-bles a gran distancia, que nos permiten deducir información sobreel Universo a gran escala.

Llega Galileo

Pero el gran impulsor del Universo copernicanoy uno de los primeros científicos modernos es Gali-leo Galilei(1564-1642). Quizás Galileo no fue el pri-mer hombre que miró el cielo a través de un teles-copio, sin embargo sí que fue el primero en hacerlosistemáticamente, en interpretar sus observaciones y,sobre todo, en divulgar sus descubrimientos y hacer-los accesibles a un círculo más amplio que el de loseruditos versados en latín. Galileo fue un apasiona-do defensor de Copérnico, y sus observaciones as-tronómicas confirmaron sus convicciones. Pero bajola presión de los aristotélicos que dominaban la vida

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cultural de aquella época, la Iglesia romana ya habíatomado partido por el sistema geocéntrico, por su-puestas congruencias con la narración bíblica. Conpruebas objetivas, Galileo se propuso convencer a losaltos prelados de la Iglesia de que Copérnico teníarazón; pero después de insistir durante varios años,solo obtuvo una prohibición oficial de enseñar el sis-tema heliocéntrico.

A pesar de todo, en 1632, Galileo publicó el Diá-logo sobre los dos principales sistemas del mundo, libro en elque confrontaba, de una manera supuestamente im-parcial, las doctrinas de Aristóteles y de Copérnico.Pero nadie podía engañarse con la simpatía del autor:el héroe del libro era Salviati, defensor de Copérnico,quien refutaba de uno en uno los argumentos de sucontrincante, el filósofo peripatético Simplicio, torpedefensor de Aristóteles. El Diálogo fue escrito origi-nalmente en italiano y pretendía ser un libro de di-vulgación más que un texto científico. Del sistema deCopérnico, solo aparecía la idea heliocéntrica, sin losdetalles matemáticos de la teoría. No todos los argu-mentos de Galileo eran claros, ni siquiera verdaderos:al final del libro, por ejemplo, aparece una teoría delas mareas, totalmente errónea, con la que pretendíademostrar el movimiento de la Tierra. Aún más, nose dice ni media palabra sobre los descubrimientosde Kepler, que Galileo no pudo valorar correctamen-te. Pero, a pesar de sus limitaciones, el Diálogo tuvoel efecto suficiente para causar revuelo en el mediocientífico y religioso. Nada más publicarse, fue veta-

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do por la Iglesia, y Galileo fue juzgado y condenadoa retractarse de sus convicciones.

Las observaciones realizadas con su telescopio lepermitieron acumular argumentos contra el modeloptolemaico y a favor del modelo copernicano. Ob-servó montañas en la Luna y manchas variables enel Sol, con lo cual parecía claro que los cuerpos ce-lestes no eran inmutables y no estaban formados poruna sustancia diferente a la de la Tierra. Descubriócuatro satélites del planeta Júpiter (los mayores, quehoy se llaman galileanos), lo que ponía en entredichoel modelo geocéntrico; y también fases en el plane-ta Venus, imposibles de explicar con aquel y en cam-bio perfectamente explicables con el modelo helio-céntrico. Y además descubrió que la Vía Láctea estáformada por una infinitud de pequeñas estrellas queno se pueden distinguir si no es con un telescopio:así se aclaraba el misterio de esta banda luminosa delcielo que tanto había despertado la imaginación delos filósofos y los poetas.

Galileo también descubrió que el telescopio re-ducía el tamaño aparente de las estrellas. Sospechóque este tamaño era una ilusión óptica y lo atribuyóal mecanismo de visión del ojo. No obstante, siguiópensando que el diámetro aparente no era totalmen-te ilusorio y calculó que una estrella muy débil de-bía de encontrarse a 2.160 veces la distancia del Sol.Aunque erróneo, este valor permitía considerar se-riamente que las estrellas son parecidas a nuestro Sol,al contrario de lo que mantenía su contemporáneo

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Kepler. En cuanto al tamaño del Universo, Galileo semostró excepcionalmente cauto. «Es todavía incierto(y creo que lo será siempre para la ciencia humana) siel mundo es finito o, por el contrario, infinito», llegóa afirmar y con cierta razón, dado que cualquier otraposición basada en los conocimientos de su épocahubiera sido una simple especulación.

En años posteriores a Galileo, dos astrónomos, elholandés Christian Huygens (1629-1695) y el escocésJames Gregory (1638-1675), agrandaron las estima-ciones de las distancias a las estrellas, el primero enun factor 10 y el segundo todavía en otro factor 4 (¡ytodavía se quedó corto en un factor 5!). En cualquiercaso nos encontrábamos ante un Universo de unasdimensiones fabulosas. Huygens escribió admirado:«Una bala de cañón tardaría centenares de miles deaños en llegar a las estrellas». Se quedaba corto.

La ciencia newtoniana

Las leyes de Kepler, basadas en los datos obser-vacionales de Brahe y las observaciones y los experi-mentos físicos de Galileo, abrieron la puerta a la obracientífica de lo que muchos consideran el científicomás grande de la historia: Isaac Newton (1643-1727).Antes de Newton no se había establecido ningunarelación entre la caída de los cuerpos en la Tierra y elmovimiento de los planetas en el cielo. Nadie había

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refutado la doctrina de Aristóteles según la cual losfenómenos terrestres y los celestes son de naturalezatotalmente diferente, y que los sucesos más allá de laórbita lunar no pueden entenderse sobre la base denuestras experiencias mundanas.

La situación cambió drásticamente cuando IsaacNewton descubrió que la gravitación es un fenó-meno universal. Todos los cuerpos del Universo seatraen entre sí; y la fuerza de atracción (F) entre doscuerpos es proporcional a sus masas (M1 y M2) e in-versamente proporcional al cuadrado de la distancia(D) que los separa:

Según una popular leyenda, Newton llegó a estaconclusión un día que, mientras meditaba sobre laatracción que mantenía la Luna unida a la Tierra, viocaer una manzana. La realidad es más prosaica: New-ton dedujo su ley a partir de las leyes de Kepler. Estasle dieron la pista de que el movimiento de los plane-tas en torno al Sol (y de la Luna en torno a la Tierra)se podía explicar a través de una única ley universalque regía la atracción de los cuerpos. A estos efectosNewton utilizó los métodos matemáticos que habíainventado cuando era más joven: él fue el inventor,con Leibnitz, del cálculo infinitesimal. Junto con susestudios sobre la mecánica de los cuerpos, basadosen los de Galileo, publicó todos sus resultados, en elaño 1687, en su obra monumental Philosophiae Natu-ralis Principia Mathematica.

La existencia de la gravitación universal implicaque las estrellas tienen que estar muy alejadas para no

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influir sobre el Sol y sus planetas. El mismo Newtonperfeccionó los cálculos de Gregory y obtuvo unasestimaciones bastante aproximadas de las distanciasa las estrellas más próximas. Pero, aunque muy pe-queña, esta atracción no puede ser totalmente nula:un conglomerado de estrellas acabaría por colapsarsobre él mismo debido a la atracción entre sus partes,y este sería el destino de un Universo finito. Newtonllegó a la conclusión de que, para que eso no suceda,el Universo tiene que ser infinito y uniforme; solopequeñas regiones pueden colapsar sobre sí mismaspara formar regiones más densas, y es quizás así co-mo se forman las estrellas.

En cualquier caso, con la aparición de la físicanewtoniana quedó liquidada definitivamente la físi-ca aristotélica, con las esferas celestes y las regionesformadas por diferentes elementos. No quedaba du-da: nuestro sistema solar es justo un punto en el es-pacio y las estrellas son los verdaderos componentesdel Universo. De hecho algunos autores han queridover una base científica para el racionalismo y el em-pirismo en las dos grandes obras de Newton, respec-tivamente los Principia y la Óptica. La primera es ungran sistema matematicodeductivo, mientras que lasegunda tiene un carácter más abierto, experimentale hipotético.

La magnitud de la obra de Newton y su prestigiopusieron las bases para las ideas de la Ilustración e in-fluenciaron a las generaciones posteriores de pensa-dores y científicos, tanto teóricos como experimen-

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tales. Locke y Voltaire aplicaron los conceptos de leynatural a los sistemas políticos, Adam Smith los apli-có a la economía. Por otra parte, su mismo prestigiotambién apoyó una visión teísta del cosmos. Efecti-vamente, Newton previno contra una utilización desus leyes para formular un cosmos como si fuera ungran reloj.

Kant y la infinitud del Universo

Fue precisamente una de las grandes lumbre-ras de la Ilustración, el filósofo alemán ImmanuelKant(1724-1804), quien abordó el problema de la fi-nitud o infinitud del Universo desde un punto de vis-ta filosófico. Pero aunque sus especulaciones en esteaspecto se volvieron obsoletas a medida que avanza-ba la ciencia, otras especulaciones suyas sobre cos-mología acabarían siendo inmortales.

Kant conocía el modelo de Wright del Universoplanar y la teoría de la gravitación universal de New-ton, y se dio cuenta de que eran incompatibles. Elproblema fundamental era mantener la estructura dela Vía Láctea sin que se colapsara sobre sí misma.Kant encontró la clave del problema en el SistemaSolar: los planetas son atraídos por el Sol, pero no sele caen encima porque giran a su alrededor y la fuerzacentrífuga compensa la atracción gravitacional.

De la misma manera, la Vía Láctea podría man-tenerse estable si las estrellas estuvieran distribuidas,

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no en un plano infinito, sino en un disco en rotación.Las estrellas describirían gigantescas órbitas alrede-dor del centro de la Vía Láctea y su fuerza centrífugaimpediría el colapso.

No lo bastante satisfecho con una hipótesis tanaudaz, Kant dio un segundo paso todavía más espec-tacular. Si la Vía Láctea es un conglomerado de mi-llones de estrellas con forma de disco, ¿no podría ha-ber o tras Vías Lácteas, parecidas a la nuestra y tanlejanas de ella como las estrellas lo están de los pla-netas? Estos conglomerados se verían como simplesmanchas lumínicas a causa de sus enormes distanciasy sus formas serían circulares o elípticas. Y precisa-mente este tipo de objetos ya habían sido observa-dos, señaló Kant: eran las llamadas estrellas nebulo-sas, o al menos una clase de estas, manchas lumino-sas solo visibles con un telescopio, cuya naturalezaera un misterio en su época.

El gran astrónomo británico de origen alemánWilliam Herschel (1738-1822) llegó a conclusionesparecidas, pero a partir de observaciones directas.Herschel construyó lo que fue el mayor telescopio desu época, y con él estudió la configuración de la VíaLáctea. Suponiendo que la extensión de una regiónsideral es proporcional al número de estrellas que seven en ella, Herschel concluyó que nuestro sistemaestelar tiene una forma aplanada, de contornos irre-gulares y con el Sol en la región central. Herscheltambién descubrió numerosas nebulosas y se pregun-tó, igual que Kant, si no serían conglomerados de es-

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trellas muy lejanos. Parece que esta era su opinión,hasta que un día descubrió una nebulosa con formade anillo y una estrella situada en su centro, asociadasin duda a la nebulosa; no podía ser un «universo-is-la”», sino materia circundante de la estrella.

Mientras pensadores como Kant o astrónomoscomo Herschel asentaban las bases de lo que seríauna nueva revolución en nuestras concepciones so-bre el Universo, la física iba dando pasos de giganteen nuestro conocimiento tanto del microcosmos co-mo del macrocosmos y confirmándose como cien-cia por excelencia. Durante el siglo XVIII la mecáni-ca establecida sólidamente por Newton tuvo un grandesarrollo, fundamentalmente de la mano de mate-máticos como Leonardo Euler (1707-1783), LouisLagrange (1736-1813) y Pierre Laplace (1749-1827).Este último es particularmente significativo porqueen su Méchanique céleste, que muchos autores conside-ran una reformulación de los Principia en términosestrictamente matemáticos, Laplace planteó un Uni-verso con una visión absolutamente opuesta a la deNewton. El Universo de Laplace era un reloj mecá-nico en el que las leyes de Newton eran capaces deprever la posición y el movimiento de cada una desus partículas una vez estaba en movimiento. Ade-más, Laplace recogió la hipótesis nebular de Kant yle dio forma en su libro de 1796, Exposition du syste-me du monde, en el que planteaba el origen del sistemasolar por la condensación de una esfera de gas quedaría origen a un disco en rotación y este, a partir de

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una condensación central al Sol y de condensacioneslocales, al resto de los planetas.

El nuevo concepto de ciencia

Si el siglo xviii representó la consolidación de lafísica matemática, el siglo XIX es el momento en quela física toma un carácter propio como modelo deciencia: los conceptos actuales de ciencia y de cien-tífico nacen en este siglo. Se desarrollan plenamentedos nuevas ramas que tendrán una importancia fun-damental en nuestro conocimiento del microcosmos.Por una parte el electromagnetismo, obra de varioscientíficos como Faraday, Ampère, Oersted y otros,que culminará James Clerk Maxwell (1831-1879) consu obra magna, A treatise on electricity and magnetism(1873), un verdadero monumento de la física mate-mática. Maxwell condensó en cuatro ecuaciones dife-renciales el comportamiento de los campos eléctricoy magnético y su interacción con la materia. Además,predijo la existencia de ondas electromagnéticas y suvelocidad, independiente del observador. La prime-ra predicción, comprobada experimentalmente en elaño 1887 por Herz, producirá desarrollos tecnológi-cos que hoy son obvios para todo el mundo. La se-gunda será una de las bases sobre las que Einsteinconstruirá treinta años más tarde su teoría de la rela-tividad especial.

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El segundo gran desarrollo de la física del sigloXIX es la teoría del calor o termodinámica. Obra deun conjunto de físicos, entre los cuales hay que desta-car a Joule, Clausius, Kelvin, Gibbs, Helmholtz, Bol-tzmann y al propio Maxwell, entre otros, introdujodos conceptos que desde entonces han sido centra-les en ciencia y tecnología: la energía y la entropía.Son dos cantidades que se pueden calcular matemá-ticamente a partir de las variables observables de unsistema, la primera de las cuales se conserva en todoslos procesos físicos (Primera ley de la termodinámi-ca) mientras que la segunda siempre crece (Segundaley de la termodinámica).

Es importante subrayar la influencia de estos con-ceptos, introducidos el siglo XIX, para nuestra con-cepción del mundo material. Cuando la teoría de larelatividad especial de Einstein demuestre la equiva-lencia entre masa y energía, estos dos conceptos, elprimero claramente asociado a la materia y el segun-do más abstracto, quedarán ligados. Por otro lado,la entropía, concepto también abstracto, está íntima-mente relacionado con el tiempo físico; el crecimien-to de la entropía se asociará a la flecha del tiempo delpasado hacia el futuro.

El siglo XIX, además de asistir al desarrollo de lafísica como ciencia por excelencia, también es testi-go de una de las otras grandes revoluciones científi-cas: nos referimos, lógicamente, a la teoría de la evo-lución de las especies de Charles Darwin. El impac-

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to del darwinismo en la visión moderna del mundoes otro salto copernicano: no solo la Tierra no es elcentro del Universo sino que el hombre deja de tenerun papel central y singular entre las especies vivas.Estudiar los orígenes (del Universo, del hombre) seconvertía en un terreno abonado para la ciencia.

En cualquier caso, al final del siglo XIX, la física yla astronomía eran ciencias que se fiaban plenamen-te de sus éxitos. Las leyes de Newton, las leyes deMaxwell y las leyes de la termodinámica configura-ban un conocimiento matemático detallado del fun-cionamiento del mundo. Por otra parte, la imagen deun Universo formado por sistemas planetarios pare-cidos al nuestro y regidos por las leyes de la mecánicaceleste, cuyo conjunto constituía un inmenso sistemaconocido como galaxia, en el centro del cual estabanuestro Sol, era un modelo consolidado y que de he-cho perduraría hasta bien entrado el siglo XX.

La satisfacción era generalizada; la calma era ab-soluta. La perspectiva científica era ir profundizan-do en este modelo. Según una famosa frase, atribui-da al físico norteamericano Albert Michelson en elaño 1894, el futuro de la física era cuestión «de irañadiendo decimales». Todo estaba a punto para larevolución.

El efecto DopplerTodo el mundo que ha ido en moto o en coche sabe que, a unavelocidad constante, el tono del ruido del motor es siempre el mis-

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mo. En cambio, cuando estamos cerca de la carretera (sobre todoen carreras de motos o de coches, en las que las velocidades sonmuy grandes) y oímos uno de esos vehículos que se acerca, el tonodel ruido es más agudo y, cuando ha pasado y se aleja, el sonido sehace más grave. Hoy en día podemos experimentar este fenómenode forma cotidiana en el ruido de los vehículos que se acercan yalejan a gran velocidad, o en la sirena de una ambulancia o cochede bomberos.

El cambio en la frecuencia de las ondas (tanto las sonoras comolas electromagnéticas) es proporcional a la velocidad, con una de-pendencia matemática descubierta por Doppler en el año1842: siconocemos la frecuencia de emisión y la de recepción, podemoscalcular la velocidad del emisor. Este efecto es una bendición enastronomía, donde los objetos están tan lejanos que no podemosobservar su velocidad sobre la bóveda celeste; en cambio, sí quepodemos saber si se alejan o se acercan, y a qué velocidad. Estu-diando el espectro de la luz de un objeto e identificando las líneasde emisión o de absorción de los diferentes elementos químicos,podemos conocer la velocidad de alejamiento o acercamiento delos cuerpos comparando la frecuencia de estas líneas con las ob-tenidas en el laboratorio. Así, el espectro de una estrella o de unagalaxia no solo nos informa de su constitución, sino también desu dinámica.

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LA COSMOLOGÍA SE CONVIERTE ENCIENCIA

La cosmología es una de las ciencias más jóvenes:podemos fechar el acta de nacimiento de la cosmo-logía en un artículo de Einstein publicado en el año1917, después de haber establecido la teoría generalde la relatividad. Visto en perspectiva, no es extrañoque naciera en las tres primeras décadas del siglo XX,la época que el padre del Big Bang, George Gamow,calificó en un libro como «thirty years that shookedphysics» (treinta años que cambiaron la física).

La importancia de Einstein

Pocas veces las fechas redondas marcan el final deuna era y el comienzo de otra como el año 1900 enel campo de la física. Aquel año William Thompson,Lord Kelvin (1824-1907), maestro de Maxwell y uno

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de los grandes físicos del siglo XIX, dio una confe-rencia en la que planteaba un futuro luminoso a la fí-sica solo oscurecido por dos «nubes»: la radiación delcuerpo negro y el experimento de Michelson-Morley.

Hoy sabemos que la explicación a estas dos «nu-bes» daría origen a la teoría cuántica y a la teoría dela relatividad que revolucionaron la visión del mun-do. Y de hecho en diciembre de aquel mismo año elfísico alemán Max Planck (1858-1947) presentaba enotra conferencia su hipótesis cuántica que desataríala revolución.

Las nubes de KelvinLos dos problemas que provocaban sombras en la física del sigloXIX dieron origen a las dos grandes revoluciones de la física delsiglo XX. El cuerpo negro es un objeto teórico, introducido porGustav Kirchoff en 1860, que absorbe toda la radiación que le lle-ga y la remite (no refleja nada). El estudio de la radiación de es-te objeto había encontrado dificultades teóricas insuperables parahacer cuadrar las predicciones de la termodinámica con las obser-vaciones, hasta que en 1900 Planck introdujo la hipótesis de que laradiación no se emite en forma continua sino en paquetes conoci-dos como cuantos, lo que dio origen a la teoría cuántica.

Los físicos norteamericanos Albert Michelson y Edward Morleyhicieron un experimento en 1887 con el que pretendían demostrarla existencia del éter, el medio en el que se propagaban las ondaselectromagnéticas (se pensaba que cualquier onda necesitaba unmedio de propagación). Los resultados negativos del experimento,

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difíciles de explicar en el marco de la física clásica, encontraron unaexplicación natural en la nueva teoría de la relatividad de Einstein.

Las tres primeras décadas del siglo XX representa-ron una verdadera y continua revolución en las cien-cias físicas y, de hecho, es el momento en que se pue-de hablar del nacimiento de la cosmología científi-ca. Por un lado, la teoría cuántica permitió el cono-cimiento de la estructura interna de la materia, unavisión del microcosmos que antes nunca se habíaalcanzado. Por otro lado, la teoría de la relatividadabordó el estudio del tiempo y del espacio, de la ma-sa y la energía, y de sus relaciones, y fue capaz deformular por primera vez un modelo matemático delUniverso que iba más allá del conocimiento limita-do por las observaciones. Fue durante estas décadascuando se estableció la nueva visión del cosmos queha sobrevivido en gran medida hasta la actualidad.

Y en esta visión, sin duda hay un nombre pro-pio que destaca sobre los demás: Albert Einstein(1879-1955). Este científico alemán, probablementeel más popular de todos los tiempos, contribuyó a lasdos revoluciones de la física del siglo XX, pero fueel autor e impulsor en solitario de una de las dos, lateoría de la relatividad, que marcó un antes y un des-pués en la cosmología.

En 1905 Einstein publicó los resultados sobre susestudios en torno a la propagación de la luz. Tenien-do en cuenta los resultados del experimento de Mi-

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chelson y Morley que implicaban la constancia de lavelocidad de la luz independientemente del observa-dor, y aplicando el principio galileano según el cualdos observadores en movimiento relativo constanteuno respeto al otro han de obtener los mismos resul-tados en los experimentos, llegó a la conclusión deque el tiempo y el espacio dependían de cada obser-vador y que eran dos facetas de una misma realidad,llamada espacio-tiempo. En otro de sus artículos, to-davía profundizaba más en este planteamiento revo-lucionario y llegaba a la conclusión de la equivalenciaentre masa y energía, formulada en la ecuación másfamosa de la historia:

E = mc2

c es la velocidad de la luz, que es una constante universal.

Así pues, podemos hablar de masa-energía comouna misma realidad que se manifiesta de dos formasdiferentes. Hay que decir que todos los aspectos dela teoría de la relatividad especial o restringida con-cuerdan con todos los experimentos realizados hastaahora y constituyen una de las bases más sólidas dela física moderna.

La teoría especial de la relatividad solo se aplica-ba a los cuerpos en movimiento relativo a velocidadconstante. Para extenderla a los cuerpos con movi-miento acelerado, Einstein hizo un monumental tour-de-force matemático que culminó con la publicación

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en 1915 de la teoría general de la relatividad. En ellaEinstein geometriza la fuerza de la gravedad: la geo-metría del espacio-tiempo está determinada por lamasa-energía. En una famosa y afortunada frase deuno de los grandes físicos del siglo XX y discípulode Einstein, John A. Wheeler (1911-2008) dice: «Lamateria le dice al espacio-tiempo cómo se tiene quecurvar; el espacio-tiempo le dice a la materia cómose tiene que mover». En su teoría general, Einsteinligaba los dos nuevos conceptos que había introdu-cido con la teoría especial, y le otorgaba a la grave-dad, fuerza que domina todo el Universo, el carácterdeterminante de su geometría.

No es extraño que Einstein se planteara muypronto (en 1917) la tarea de aplicar las ecuaciones dela teoría general de la relatividad al Universo en suconjunto: se enfrentaba a una tarea monumental quedaría origen a la cosmología como ciencia. El proble-ma conceptual que Einstein afrontaba era el de com-patibilizar sus ecuaciones con la imagen preconcebi-da de un Universo estático. Esta imagen estaba tanarraigada que Einstein no osó ponerla en duda y nose atrevió a aceptar lo que resultaba una consecuenciaevidente de sus ecuaciones: el Universo tenía que serdinámico, o bien en expansión o bien en contracción.

Para evitar este comportamiento, Einstein añadióa sus ecuaciones un nuevo término, llamado constan-te cosmológica: su misión, ad hoc, era contrarrestarla atracción gravitatoria. En términos newtonianos,podríamos decir que sería una fuerza repulsiva, in-

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troducida ad hoc. Así pues, el primer modelo cosmo-lógico matemático era un modelo estático en el quese introducía la constante cosmológica para contra-rrestar la atracción de toda la materia del Universo.

En el mismo año, el astrónomo holandés Willemde Sitter (1872-1934) publicó otro modelo cosmoló-gico basado en las soluciones de las ecuaciones deEinstein en el que, en caso de no tener en cuenta losefectos de la materia, obtenía un modelo en expan-sión. Ninguno de los dos sabía que un matemático ymeteorólogo ruso, Alexander Friedman (1888-1925),comprobaba que, sin introducir la constante cosmo-lógica, las ecuaciones de Einstein tenían una soluciónque generaba un Universo en expansión.

Antes de seguir adelante, debemos detenernos unmomento en la constante cosmológica, porque vol-verá a salir más adelante. Una vez Einstein hubo co-nocido el modelo de Friedman y los resultados ob-servacionales de Hubble, se arrepintió de haber in-troducido la constante cosmológica: de hecho dijoque había cometido la «pifia» más grande de su vida.Y es que ciertamente no había que introducir un tér-mino adicional repulsivo en un Universo en expan-sión. Pero la verdad es que este término no ha sidonunca totalmente abandonado por los cosmólogos(ya sea por tradición, por el prestigio de Einstein opor la comodidad de tener un término a mano pa-ra jugar en las ecuaciones) y recientemente ha hechouna reaparición estelar.

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Los grandes telescopios y Hubble

En cualquier caso, estos acontecimientos teóricosse producían lejos del lugar en donde la observa-ción astronómica estaba a punto de dar un salto ex-traordinario en el conocimiento del Universo. Gra-cias al dinero de algunos filántropos, enriquecidospor el desarrollo económico producido por la expan-sión americana hacia el oeste, se construyeron en Ca-lifornia los telescopios más grandes conocidos has-ta entonces, y también tenían el suficiente dinero pa-ra contratar a los mejores astrónomos del momento.Aquí es donde entran en la historia dos de estos as-trónomos, Harlow Shapley y Edwin Hubble. Shapley(1885-1972) es un caso muy interesante en la historiade la visión del Universo. Por una parte contribuyó aun nuevo salto copernicano al sacar el sistema solardel centro de la galaxia; a estos efectos, utilizó las es-trellas cefeidas como indicador de distancia para de-mostrar que el Sol estaba a unos 26.000 años luz delcentro. Pero, en cambio, erró en las conclusiones so-bre la naturaleza de las nebulosas: Shapley defendióla idea de que estos eran objetos de nuestra galaxia.

Candelas patrón: las estrellas cefeidasUna candela patrón es una fuente de luz de la que conocemos suluminosidad intrínseca: la relación entre esta y la luminosidad ob-servada nos permite calcular la distancia a la que se encuentra, da-do que, de acuerdo con el principio de conservación de la energía,esta decae con el cuadrado de la distancia. Las estrellas cefeidas

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muestran una variación periódica de su luminosidad en escalas detiempo de pocos días. Lo que las hace tan importantes y útiles co-mo candelas patrón es que se ha podido establecer una relaciónmatemática precisa entre este periodo y la luminosidad absoluta(intrínseca), lo cual nos permite inferir esta última midiendo el pe-riodo de variabilidad. El fenómeno de las variables cefeidas corres-ponde a la variabilidad en luminosidad y tamaño de estrellas su-pergigantes (de 5 a 20 veces la masa del Sol). Se llaman así porquela primera de este tipo que se descubrió fue una estrella de la cons-telación de Cefeo. Con la observación del periodo de las cefeidaspodemos llegar a distancias del orden de los 60 millones de añosluz (suficiente para nuestra galaxia y las galaxias más próximas).

Mientras que Albert Einstein estableció el co-mienzo de la cosmología científica, fue Edwin Hub-ble (1889-1953) quien le dio carta de naturaleza ob-servacional. Durante los años veinte del siglo pasadohizo una serie de observaciones que cambiaron ra-dicalmente la visión del Universo. Gracias a su des-cubrimiento de estrellas cefeidas en algunas nebulo-sas, pudo concretar su distancia y, como consecuen-cia, determinar que estas nebulosas eran objetos ex-ternos a nuestra galaxia y, por lo tanto, galaxias en símismas. Solo con eso ya se hubiera hecho un nombreen la historia de la cosmología, ya que contribuyó adibujar un Universo muy diferente del que se cono-cía hasta entonces. Pero todavía hizo más.

Desde la segunda década del siglo pasado, elastrónomo norteamericano Vesto Melvin Slipher(1875-1969) había ido acumulando observaciones es-

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pectrales de nebulosas en las que parecía producirseun desplazamiento sistemático hacia el rojo en las ra-yas de su espectro: eso indicaba que estos objetos seestaban alejando. Al establecerse la naturaleza extra-galáctica de estas nebulosas, esta observación adqui-ría una importancia particular. Gracias a sus observa-ciones y al cálculo de las distancias utilizando las va-riables cefeidas, Hubble pudo establecer una relaciónentre la velocidad de alejamiento de estas galaxias ysu distancia. Y en un artículo publicado en 1929 de-mostró que esta relación era lineal (V = H D); es de-cir, que la velocidad de alejamiento de las galaxias (V)es proporcional a la distancia D (H es una constantellamada de Hubble en honor a su descubridor). Es-ta relación, que ha sido confirmada desde entonces,pone en evidencia que el Universo, cuyo componen-te fundamental son las galaxias, está en expansión.Con esta frase se puede resumir la gran contribuciónde Hubble.

Qué es una galaxiaLas galaxias son conglomerados de millones (las mayores tienencentenares de miles de millones) de estrellas que son los constitu-yentes básicos del Universo observable. Se calcula que existen va-rios centenares de miles de millones de galaxias. Su tamaño varíaentre miles y centenares de miles de años luz. De estos inmensossistemas, solo cuatro son observables a simple vista. El primero,y mayor, es nuestra propia galaxia: el magnífico espectáculo queofrece en una noche oscura la banda luminosa que cruza la bóvedaceleste y que gráficamente fue llamada Vía Láctea por los roma-

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nos. Hoy sabemos qué es nuestra galaxia vista desde dentro, uninmenso sistema formado por algunos centenares de miles de mi-llones de estrellas que adopta una forma de disco con estructuraespiral con un diámetro de unos 100.000 años luz y un grosor deunos 1.000 años luz.

Para poder identificar los otros tres sistemas, se tuvo que esperara los años veinte del siglo pasado, cuando se pudieron utilizar losmejores telescopios del momento. Mientras que la absoluta mayo-ría de los puntos luminosos que vemos a simple vista de nocheson estrellas, hay tres que no lo son. En el hemisferio norte, en laconstelación de Andrómeda, hay una pequeña estrella muy débilque en realidad es una inmensa galaxia situada a unos 2,5 millonesde años luz y con un tamaño relativamente parecido al nuestro. Porsu parte, en el hemisferio sur hay dos nebulosidades perfectamentevisibles a simple vista conocidas como Nubes de Magallanes, queresultan ser dos galaxias más pequeñas que la nuestra situadas adistancias relativamente pequeñas.

¡E hizo bang!

Así pues, la expansión no solo se podía detectaren los modelos teóricos sino que era una realidad ob-servacional incuestionable. Y aquí entra el actor quecombina todas las piezas del rompecabezas con unaidea seminal que daría origen al modelo cosmológicoactualmente aceptado. Se trata del físico y astrónomobelga, además de sacerdote católico, Georges Lemaî-

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tre (1894-1966). En el año 1931 publicó en Natureun artículo en el que planteaba su «hipótesis del áto-mo primordial», según la cual la expansión del Uni-verso debió de empezar a partir de una singularidadinicial, una gran concentración de materia que al ex-plotar habría producido la expansión posterior. Ensus charlas públicas sobre su modelo, Lemaître acos-tumbraba a utilizar la imagen de un «huevo cósmicoque explota en el momento de la creación». Eso faci-litó el nombre que posteriormente le daría a este mo-delo uno de sus principales opositores, Fred Hoyle,que lo llamó Big Bang, con un tono más irónico quedespectivo.

La idea de Lemaître permitía encajar tanto los da-tos observacionales, la expansión, como los teóricos,la relatividad general. Pero como hipótesis científicale faltaba capacidad predictiva. De hecho, incluso lasprimeras estimaciones sobre la posible edad del Uni-verso extraídas de los datos obtenidos por Hubble,daban un valor muy por debajo de la edad de las ro-cas más antiguas de la Tierra, con lo cual parecía queel modelo no se aguantaba mucho. En los años cin-cuenta del siglo pasado el afinamiento de estas esti-maciones hizo desaparecer el problema.

En cualquier caso, la posibilidad de hacer cálcu-los sobre «el átomo primordial» carecía de un cono-cimiento profundo de la estructura del núcleo atómi-co, dado que en el inicio la materia tendría que ha-ber estado concentrada con unas densidades que so-lo conocemos en el núcleo atómico. Pero este cono-

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cimiento estaba a punto de producirse en los añostreinta con el desarrollo de la física nuclear: en el año1932 se descubría el neutrón y empezaba el estudiodel núcleo y de las reacciones nucleares.

Y es aquí donde aparece el padre real de la teo-ría del Big Bang, George Gamow (1904-1968), unfísico ucraniano, que había sido alumno de Alexan-der Friedman en Leningrado durante un tiempo. Afinales de los años veinte estudió con Bohr en Co-penhague, donde conoció a todos los grandes prota-gonistas de la revolución cuántica. En 1933 se exilióa los Estados Unidos, donde empezó a trabajar enfísica nuclear. En 1948 publicó, junto con sus estu-diantes Ralph Alpher (1921-2007) y Robert Herman(1914-1997), unos artículos en los que calculaban lasreacciones nucleares que se producirían en un mo-delo como el de Lemaître. Una de las prediccionesde este modelo era que las proporciones de los ele-mentos químicos más elementales (hidrógeno y he-lio) se ajustaban con una aproximación notable a lasproporciones observadas en el Universo. La otra pre-dicción, que a la larga sería decisiva para establecerel modelo como nuevo paradigma, era que el Uni-verso tenía que conservar una temperatura residualproducto del fenómeno explosivo inicial. La verdades que, en su momento, estos artículos pasaron sinpena ni gloria, y como veremos, los científicos quedetectaron esta temperatura residual, lo hicieron sinbuscarla.

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El mismo año en que Gamow publicaba sus re-sultados, en Cambridge (Inglaterra) se publicaba otrateoría sobre cómo podría explicarse la expansión quea estas alturas todo el mundo consideraba un hechoevidente. Esta teoría recibió el nombre de teoría delestado estacionario, según la cual el Universo no ha-bía tenido un principio, como en el Big Bang: erapues infinitamente viejo y había tenido siempre elmismo aspecto, aunque estaba expandiéndose. Parahacer compatible ambas cosas, hace falta que se creemateria constantemente para llenar el espacio que vaquedando vacío entre las galaxias.

La proporción de materia que hay que crear paracontrarrestar la expansión es tan pequeña (aproxima-damente un átomo de hidrógeno por año y por me-tro cúbico; mucho menor que el mejor de los vacíosque se puede crear en un laboratorio) que hace muydifícil su detección. La teoría fue obra de Fred Hoyle(1915-2001), Hermann Bondi (1919-2005) y ThomasGold (1920-2004), con aportaciones posteriores delastrofísico hindú Jayant Narlikar (nacido en 1938).

La controversia entre los dos modelos contribu-yó de manera notable a la transformación de la cos-mología científica que, de ser una disciplina funda-mentalmente matemática, pasó a ser una rama de lafísica, en la que la confrontación de los modelos teó-ricos con las observaciones tendría un papel funda-mental, ya que las dos teorías alternativas podían servalidadas, en principio, por observaciones astronó-mica. Ciertamente, a finales de los años cuarenta, las

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predicciones de estos modelos parecían difícilmentecontrastables. Pero una nueva rama observacional dela astronomía, la radioastronomía, que estaba desa-rrollándose en aquellos años (en gran medida a par-tir de la experiencia en el radar durante la SegundaGuerra Mundial), tuvo un papel fundamental.

Las primeras evidencias observacionales en con-tra de la teoría del estado estacionario provinieronprecisamente de radioastrónomos británicos. Obser-vando fuentes lejanas de ondas de radio, y por lotanto el Universo primitivo, pusieron en evidenciaque su distribución era diferente de las de las máspróximas, y por lo tanto de ahí infirieron que habíauna evolución en el Universo: eso concordaba mu-cho mejor con el Big Bang que con el estado estacio-nario. El debate fue duro, desde todos los puntos devista, durante años. Pero el golpe de gracia, a favordel Big Bang, lo dio también la radioastronomía, estavez al otro lado del Atlántico.

El gran descubrimiento

El descubrimiento que marcó un punto de infle-xión en la cosmología es, por muchas razones, unode los momentos más interesantes de la historia de laastronomía. En primer lugar es uno de los ejemplosclásicos de serendipidad: encontrar alguna cosa ines-peradamente cuando se está buscando otra. Ademáses uno de los primeros grandes descubrimientos he-

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chos en astronomía en longitudes de onda no visi-bles; de hecho el fenómeno solo puede ser observadoen ondas de radio. Si el modelo del Big Bang es co-rrecto, constituye la reliquia más antigua del Univer-so, dado que corresponde a un momento (en tornoa unos 300.000 años después del Big Bang) en quela materia y la radiación se desacoplaron por primeravez. Y last but not least, ya ha dado dos Premios Nobelde Física, en los años 1978 y 2006.

La realidad es que la predicción de Gamow y susestudiantes, según la cual, si se produjo una gran ex-plosión inicial, habría tenido que haber una tempe-ratura remanente, pasó desapercibida durante másde una década. Curiosamente, los únicos astrónomosque hicieron caso a estas predicciones estaban empe-zando a buscarla experimentalmente en Princeton, aunas decenas de kilómetros de donde se hizo el des-cubrimiento. Sea como fuere, el caso es que el honorha quedado para Arno Penzias y Robert Wilson, dosfísicos que en el año 1964 estaban trabajando en unanueva antena de comunicaciones para los Laborato-rios Bell de Nueva Jersey. Después de mucho tiem-po identificando las diferentes fuentes de radiaciónque podían afectar a las comunicaciones (tormentas,motores eléctricos, el Sol, la galaxia), les quedaba unafuente de radiación de origen no identificado, queno dependía de la orientación de la antena y que eraequivalente a una temperatura de unos tres grados.Sin saber el significado de lo que habían encontradocomentaron el hecho a un colega que sí que conocía

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la predicción de Gamow, y este los puso en contactocon el grupo de Princeton, que sabía lo que buscaba.Finalmente decidieron publicar en paralelo dos ar-tículos, que aparecieron en el año 1965, en los que secomunicaba al mundo el descubrimiento. En el año1978, Penzias y Wilson recibieron el Premio Nobelde Física.

Las consecuencias para el debate entre el Big Bangy el estado estacionario fueron inmediatas. Un mode-lo que podía explicar la expansión, que podía expli-car la abundancia de los elementos más importantesdel Universo y que, además, hacía una predicción queacababa observándose era un excelente candidato anuevo paradigma. Las pocas esperanzas de los esca-sos partidarios del estado estacionario se esfumaron:su teoría podía explicar la expansión y, a mucho esti-rar, la abundancia de elementos, pero no había pre-visto en absoluto la radiación de fondo. De poco sir-vió que Hoyle y Narlikar adujeran que había explica-ciones alternativas para la radiación de fondo. Pocoshan sido desde entonces los estudiantes que han que-rido arriesgar sus carreras apostando por otro mo-delo que no fuera el Big Bang: después de 1965 lasalternativas se fueron quedando sin público.

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LA TEORÍA DEL BIG BANG

Como toda buena teoría científica, el modelo delBig Bang se construyó a partir de hipótesis que segeneran para explicar observaciones o experimentosy que a la vez generan predicciones que se tienen quecontrastar por medio de la observación. No fue unproceso lineal, y la idea primitiva de una explosióninicial con una expansión posterior en la que se fue-ron formando las estructuras que hoy conocemos notenía bastante consistencia como para hacer frente alnúmero creciente de datos observacionales que ibaproporcionando la astronomía moderna. Lo que hoyllamamos Big Bang es un modelo más sofisticado ytambién sorprendente, en el que la teoría y la obser-vación se entrelazan.

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Cómo explicar tres problemas

A partir de la década de los setenta del siglo pa-sado, el modelo del Big Bang se convirtió en el pa-radigma en cuyo marco trabajan los cosmólogos. Enlos cuarenta años posteriores a su consagración, elmodelo ha recibido un cúmulo de nuevos datos ob-servacionales que afluyen de los numerosos telesco-pios operativos. La primera gran «operación de ciru-gía» que tuvo que sufrir el modelo para adaptarse alas nuevas observaciones lleva el nombre de inflacióny fue introducida en el año 1981 por el físico norte-americano Alan Guth (nacido en 1947). Durante losaños setenta, un creciente número de cosmólogos sedio cuenta de que un modelo sencillo como el BigBang necesitaba unas condiciones iniciales muy re-buscadas (y, por lo tanto, improbables) para explicartres problemas: el problema del horizonte, el proble-ma de la llaneza del Universo y el problema de losmonopolos.

El problema del horizonte es sencillo de formular.En el modelo del Big Bang hay regiones del Univer-so que no han estado nunca en contacto entre sí; encambio, cuando observamos en diferentes direccio-nes vemos un Universo con las mismas propiedades.¿Cómo es posible que regiones que no han estado encontacto «se pongan de acuerdo» para tener las mis-mas condiciones o condiciones parecidas?

El problema de la llaneza es un poco más com-plejo. Se observa que la densidad media del Univer-

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so está muy próxima a la densidad que debería tenersi fuera perfectamente plano (recordemos que en lateoría de la relatividad general la masa-energía deter-mina la geometría): es mucha casualidad, dado que sepuede demostrar que en un Universo en expansiónla densidad se tendría que alejar de este valor, a noser que inicialmente fuera exactamente igual a estadensidad crítica.

El tercer problema es todavía más sofisticado yproviene de los conocimientos desarrollados por lateoría cuántica a lo largo del siglo XX: la idea funda-mental es que si esta teoría es correcta en el Univer-so primitivo, a altísimas densidades y temperaturas,se tendría que haber producido un número elevadode partículas llamadas monopolos que, simplemente,no se observan.

Guth pudo solucionar los tres problemas simultá-neamente. Si supusiéramos que en sus primeros ins-tantes el Universo hubiera estado sometido a un pe-queño intervalo de expansión muy acelerada (la in-flación), todo encajaría. En realidad, el «truco» es quetodo el Universo observable estuvo en contacto enun momento determinado (lo que soluciona el pro-blema del horizonte); una consecuencia de la infla-ción es que el Universo tiene una densidad crítica (loque soluciona el problema de la llaneza), y ademásen el proceso inflacionario los monopolos que pue-den haberse formado desaparecen. La «operación»de Guth arregló los tres problemas de golpe y fuebien recibida por la comunidad cosmológica. Ade-

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más, marcó el maridaje definitivo entre el estudio delmicrocosmos y del macrocosmos, dos disciplinas quehabían convivido divorciadas desde Aristóteles: des-de entonces la cosmología es un terreno de interac-ción natural entre la física de partículas y la astrono-mía.

Hay que decir que, aunque se introdujo la idea deque el Universo experimentó una época inflacionaria(que duró un intervalo de tiempo minúsculo) con elfin de solucionar los problemas observacionales quepresentaba el sencillo modelo de explosión inicial yexpansión posterior, la teoría también tiene una jus-tificación física. Sabemos que la materia, al pasar en-tre sus diferentes estados (sólido, líquido, gas), expe-rimenta lo que se conoce como transición de fase:mientras que los cambios en las diferentes variablesfísicas (temperatura, presión, etc.) son continuos a lolargo de la evolución dentro de un mismo estado, alproducirse el cambio de estado hay propiedades físi-cas que experimentan cambios bruscos.

El mecanismo de la inflación cósmica correspon-dería a una transición de fase, aunque no de la mate-ria tal como la conocemos en la actualidad sino dela sopa cuántica que constituía el Universo despuésdel instante inicial: al final de este cambio de fase elUniverso pasa a un nuevo estado que es el que cono-cemos actualmente. La idea inicial de Guth fue per-feccionada posteriormente por los físicos norteame-ricanos Andreas Albrecht y Paul Steinhardt y por elruso Andrei Linde.

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Así pues, el modelo, además de solucionar los pro-blemas mencionados, es capaz de hacer prediccionesobservables sobre cómo serán las fluctuaciones quehabrían dado origen, por colapso gravitatorio poste-rior, a las estructuras que observamos actualmente yque habrían dejado su huella en la radiación de fon-do. En este sentido, el modelo inflacionario ha idosuperando todos las pruebas observacionales que sehan llevado a cabo hasta ahora y forma una parte só-lida del paradigma cosmológico aceptado.

La masa oscura

Un precio significativo que se debe pagar para«arreglar» los problemas del Big Bang con la intro-ducción de la inflación es que en el nuevo Big Banginflacionario la densidad de masa-energía del Univer-so tiene que ser exactamente igual a una cantidadperfectamente calculable en la relatividad general, ladensidad crítica. Así pues tenemos una primera pre-dicción del modelo que se enfrentaba a algunos pro-blemas.

Cuando se planteó la inflación, la materia obser-vada en el Universo estaba lejos (en un factor próxi-mo a 100) de poder dar cuenta de toda la masa ne-cesaria para obtener la densidad crítica. Pero hay quedecir que eso no parecía preocupar a la mayoría de losastrónomos, porque desde hacía muchos años se sa-bía que había una gran cantidad de materia que no se

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podía observar pero que tenía que existir para man-tener ligadas las grandes estructuras galácticas.

Ya en los años treinta del siglo pasado, el astró-nomo norteamericano de origen suizo Fritz Zwicky(1898-1974) había puesto en evidencia que, en algu-nos cúmulos, las galaxias iban demasiado deprisa pa-ra que el cúmulo fuera estable, si solo teníamos encuenta la masa observada en este. Tanto si es por-que Zwicky era un personaje un poco excéntrico oporque nadie quiso argumentar en contra ni pensaren las implicaciones, el hecho es que no se le prestódemasiada atención y no fue hasta los años setentacuando alguien recordó que «Zwicky ya lo había di-cho». Sea como sea, el problema de la «masa oscura»había sido planteado antes de que los cosmólogos lomencionaran.

Además, este efecto también había sido puesto enevidencia por Vera Rubin (nacida en 1928), una as-trónoma encantadora de la que nadie podía decir quetenía el mal carácter de Zwicky. Durante los años se-tenta, Rubin fue acumulando evidencias del hechode que las galaxias espirales tenían una rotación de-masiado rápida para ser estables gravitatoriamente, ano ser que contaran con más masa de la que obser-vábamos. Era el mismo problema que había plantea-do Zwicky pero ahora en más casos y en un entornomás conocido como eran las galaxias espirales (comola nuestra). También fueron mayoría los que miraronhacia otro lado. El problema de la masa oscura em-pezaba a ser inquietante. Curiosamente, fueron los

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teóricos (y no los observadores) los que hicieron de-cantar la balanza. James Peebles (nacido en 1935) yJeremiah Ostriker (nacido en 1937), dos de los cos-mólogos más prestigiosos y todavía en activo, publi-caron en el año 1973 un artículo en el que demostra-ban matemáticamente que los discos de las galaxiasespirales no podían ser estables gravitatoriamente, ano ser que hubiera un halo esférico de materia quelos rodeara y contribuyera a esta estabilidad. La masaoscura era necesaria.

Así pues, cuando la inflación que apuntaló al BigBang necesitó más masa que la observada, todo elmundo estuvo dispuesto a escuchar y a aceptar que ladiferencia entre la densidad de materia observada yla densidad crítica (predicción de la inflación) era de-bida a la masa oscura. De manera que la mayoría delos cosmólogos acepta como un hecho que la densi-dad del Universo es la crítica y que tiene que habermasa oscura. La naturaleza de esta masa oscura es,sin embargo, desconocida.

En las dos últimas décadas son muchas las bús-quedas que se han hecho, tanto en observaciones as-tronómicas como en laboratorios terrestres, para en-contrar candidatos a esta masa oscura. La situaciónactual es que es prácticamente seguro que esta masaoscura no corresponde a materia bariónica, y por lotanto tiene que ser materia «exótica» de algún tipotodavía no descubierto (los bariones, del griego «pe-sado», son las partículas que forman la materia ató-mica que conocemos).

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Según las estimaciones actuales la cantidad de es-ta materia exótica representa el 22% del Universo,mientras que la materia bariónica es solo del 4%. Elmismo modelo del Big Bang pone un límite muy es-tricto a la cantidad de materia bariónica que puedehaber en el Universo: no puede superar el 4% de lamateria total; de lo contrario no se podría explicarla producción de los elementos químicos originales,en particular de un isótopo del hidrógeno llamadodeuterio. La cantidad observada de deuterio es unade las limitaciones observacionales en cualquier jue-go de parámetros del Big Bang.

Los cosmólogos distinguen entre tres tipos demateria oscura exótica, según la velocidad de sus par-tículas. Si esta es ultrarrelativista (velocidades próxi-mas a la de la luz) la llaman caliente (HDM, por hotdark matter); si es elevada, aunque claramente por de-bajo de la velocidad de la luz, la llaman tibia (WDM,por warm dark matter); y si las velocidades son bajas lallaman fría (CDM por cold dark matter). Hay diferentescandidatos para cada una de las categorías, algunosya observados como el neutrino (que sería HDM) yotros como el fotino, el gravitino (WDM) o el neu-tralino (CDM), que no se han observado todavía pe-ro que son previstos por algunas teorías de partículas.Las observaciones y los resultados de las simulacio-nes en supercomputadoras parecen decantarse haciala CDM, pero no hay nada cerrado.

Hemos dicho que el 4% del contenido del Univer-so es materia «normal», y el 22% es materia «exótica».

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¿Y el otro 74%? Esta es una de las otras sorpresas delos últimos años.

La energía oscura

La cantidad de materia del Universo determina sugeometría. Por lo tanto, estudiando una puede tener-se información sobre la otra. Por esta razón, durantela segunda parte de los años noventa dos equipos in-ternacionales de astrónomos emprendieron sendosprogramas para medir las mayores distancias obteni-das hasta el momento a través de las supernovas detipo I.

Su objetivo era poder medir el nivel de desacele-ración de la expansión del Universo a lo largo de suhistoria: la expansión se tendría que ir desaceleran-do por efecto de la autogravitación de toda la mate-ria del Universo. Para llevarlo a cabo, hay que llegara distancias muy lejanas (y, por lo tanto, tiempos pa-sados en la historia del Universo). En 1998 se publi-caron los resultados y la sorpresa fue mayúscula: nosolo no observaban desaceleración, sino que ¡el Uni-verso se estaba acelerando! He aquí que reaparece laconstante cosmológica que Einstein había calificadode «pifia».

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Candelas patrón: las supernovas de tipo IUna supernova es una explosión que marca el final de la vida deuna estrella. Según el fenómeno que da origen a esta explosión,las supernovas se clasifican en dos tipos, conocidos como I y II ydiferenciables a partir del espectro de la luz. En las supernovas detipo I la estrella original es una enana blanca que tiene una compa-ñera gigante roja de la cual va acretando material hasta que superaun límite en el que la fuerza de la gravedad supera a todas las de-más y la estrella colapsa literalmente y se producen unas reaccionesnucleares que provocan una deflagración que destruye la estrella,emitiéndose tanta energía como la de una galaxia entera en cues-tión de días o semanas. En las supernovas de tipo II el procesose produce a partir de una estrella con mucha más masa que elSol, en la que es su gravedad la que vence a todas las otras fuerzasy acaba produciendo una deflagración de una magnitud similar ala de una supernova de tipo I. La importancia de las supernovasde tipo I, como candelas patrón, reside en que en un subtipo delas mismas (las llamadas Ia) se ha podido determinar que hay unarelación matemática precisa entre el tiempo de su decaimiento ysu luminosidad absoluta. La gran ventaja de las supernovas es sugran luminosidad, lo cual nos permite observarlas hasta distanciasmucho mayores que las cefeidas. La gran desventaja es que mien-tras que las cefeidas son objetos conocidos y estables a escalas hu-manas, las supernovas son imprevisibles a estas escalas y se nece-sitan programas observacionales muy sofisticados para detectarlasy hacer su seguimiento.

En estos momentos, una década después de estesorprendente hallazgo, nadie sabe qué es esta «ener-gía oscura» (así se la ha llamado) que tiene el efecto

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de una fuerza repulsiva. Se sabe cuánta tiene que ha-ber para que el modelo del Big Bang sea coherente: el74% del contenido energético total del Universo. Esdecir, gracias a la inflación, el modelo del Big Bangtiene buena salud, ha estado de acuerdo con los da-tos dentro de los límites observacionales y ha ido su-perando todo el montón de datos de interés cosmo-lógico que proporcionan los numerosos y sofistica-dos instrumentos disponibles en la actualidad. ¡Todoeso al precio de no saber en qué consiste el 96% delUniverso!

Sabemos algunas cosas

La verdad, sin embargo, es que sabemos algunascosas sobre esta energía oscura. Sabemos que ha detener una distribución bastante homogénea en todoel Universo, que no es demasiado densa y que solointeractúa a través de la gravedad. Las últimas dospropiedades hacen que sea muy difícil detectarla enexperimentos de laboratorio. Cualquier otra conside-ración es, a día de hoy, especulativa. De momento,sin embargo, se han planteado dos explicaciones al-ternativas.

Una sería que la energía oscura es perfectamenteequivalente a la constante cosmológica introducida,recordémoslo, de forma ad hoc por Einstein en susecuaciones para describir el Universo. Eso equivalea decir que es una energía asociada a la misma exis-

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tencia del espacio; por eso, a veces, se habla tambiénde energía del vacío. Esta energía del vacío ejerce unapresión negativa y por esta razón provoca una fuerzarepulsiva que sería la causante de la aceleración en laexpansión.

El motivo por el cual la presión es negativa es fácilde entender con una analogía termodinámica de ungas clásico. Si tenemos gas en un recipiente que ocu-pa un volumen, este gas ejerce una presión positivaque tiende a hacer aumentar el volumen enfriandoel gas, por lo que este pierde energía. Pero si lo quetenemos es el vacío y este tiene energía, un aumentodel volumen hará aumentar la energía contenida; siun aumento de volumen supone un incremento dela energía interna, eso quiere decir que la presión tie-ne que ser negativa. Hay que decir que el conceptode energía del vacío no es extraño a la teoría cuán-tica, que prevé la existencia de fluctuaciones de ma-teria-energía en el vacío. El problema es que la ener-gía del vacío asociada a estas fluctuaciones tendríaque ser de un orden de magnitud extraordinariamen-te mayor que el observado en la energía oscura: ¡nimás ni menos que un 1 seguido de 120 ceros vecesmayor!

Algunas teorías permiten establecer que la cons-tante cosmológica predicha por la teoría cuántica seaexactamente cero, cancelando de manera exacta laenergía del vacío asociada a las fluctuaciones cuánti-cas, sin embargo a fecha de hoy nadie sabe cómo ex-plicar que no sea exactamente cero sino 120 órdenes

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de magnitud menor que las predicciones de la teoría(muchos físicos consideran este desacuerdo como elmás escandaloso que se ha producido nunca entreteoría y observación o experimento). Hay que decir,en cualquier caso, que si la energía oscura es debidaa una constante cosmológica, su ecuación de estado(relación entre la presión y la densidad) sería cons-tante y homogénea en todo el Universo.

Si la constante cosmológica es una explicaciónsencilla pero difícil de acomodar con el modelo es-tándar de la física de partículas, la alternativa que seplantea es la llamada quintaesencia (en recuerdo deléter aristotélico): un campo de energía que se puededescribir por una ecuación de estado con una presiónnegativa (por lo tanto, sería una fuerza repulsiva), pe-ro en este caso la ecuación de estado varía en el es-pacio y en el tiempo.

Todavía son pocos los datos experimentales quese tienen al alcance para delimitar la ecuación de es-tado de la energía oscura pero los primeros indiciosapuntan a la constante cosmológica, y por lo tanto ala reivindicación de la «pifia» de Einstein. Como es-ta constante cosmológica se acostumbra a designarpor el símbolo de la letra griega mayúscula lambda,el modelo de Big Bang inflacionario que cuenta conun mayor predicamento hoy día es el lambda-CDM(es decir, con materia oscura fría y constante cosmo-lógica) también conocido con el nombre de modeloconcordante.

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LAS BASES OBSERVACIONALES

El descubrimiento de la radiación de fondo demicroondas fue la observación que consagró el BigBang como modelo de la cosmología científica. Elestudio de esta radiación sigue siendo en gran medidala pieza clave para ir perfeccionando y consolidandoel modelo, pero las técnicas astronómicas modernashan ido aportando otras observaciones, que consti-tuyen piezas básicas en las pruebas a que está some-tido el Big Bang.

La radiación de fondo

Tras las primeras observaciones con antenas queoperan a frecuencias determinadas, la constataciónde que el espectro de la radiación era el de un cuer-po negro y, por lo tanto, encajaba con las prediccio-nes del Big Bang, tuvo que esperar al satélite COBE

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(Cosmic Background Explorer, 1989-1996), que de-mostró que el ajuste con un cuerpo negro a una tem-peratura de 2,725 grados era perfecto.

El segundo gran resultado del COBE fue que estaradiación presentaba variaciones a lo largo de la bó-veda celeste, del orden de una parte entre cien mil,que correspondían a las fluctuaciones en el momentode la recombinación. Estas pequeñas inhomogenei-dades darían origen posteriormente a las estructurasque observamos actualmente (galaxias y cúmulos degalaxias). El éxito fue tan abrumador que proporcio-nó a sus investigadores el Premio Nobel de Física delaño 2006. Un segundo satélite más preciso, WMAP(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, 2001) con-firmó los hallazgos del COBE y, además, sus resulta-dos corroboran las predicciones de los modelos in-flacionarios, tanto con respecto a las fluctuacionesiniciales como a las estimaciones de una edad delUniverso de 13.700 millones de años (con un errorposible de más o menos 200 millones de años) y lacomposición porcentual de los tres grandes compo-nentes de materia ordinaria, oscura y energía oscura.

En 2008 se lanzará un tercer satélite, llamadoPlanck, que se espera que aporte nuevas claves paraponer a prueba los modelos más precisos. Cuarentaaños después de su descubrimiento, la radiación defondo continúa siendo el banco de pruebas clave dela cosmología moderna.

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La estructura del Universo a gran escala

Las galaxias se agrupan formando grupos y cú-mulos que van desde unos pocos miembros a unoscuantos miles: son estructuras de un tamaño entremillones y decenas de millones año luz, que consti-tuyen los objetos gravitatoriamente ligados mayoresdel Universo.

Estos cúmulos se presentan agrupados forman-do supercúmulos, que determinan una estructura fi-lamentosa del Universo observable a gran escala, congrandes aristas y paredes de centenares de millonesde años luz de tamaño, vacíos inmensos de este mis-mo tamaño donde casi no se encuentran galaxias yvértices en los que encontramos los grandes cúmuloscon miles de galaxias.

Esta estructura es una reliquia del proceso de for-mación de las galaxias a partir de las primeras in-homogeneidades y por lo tanto su estudio tiene unelevado valor cosmológico como dato observacionalde primer nivel para contrastar tanto la teoría comolas simulaciones de la evolución del Universo que serealizan en supercomputadoras. Los surveys que ac-tualmente están en marcha (como el Sloan Sky Digi-tal Survey) permiten conocer la estructura detalladaen tres dimensiones de una porción significativa delUniverso observable a partir de la determinación delredshift, y por lo tanto de la distribución de más de unmillón de galaxias.

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Las lentes gravitatorias

Desde la relatividad general de Einstein sabemosque la gravedad curva el espacio-tiempo y, por lo tan-to, que la luz de objetos lejanos puedes ser desviadaen su camino por grandes cantidades de materia; esel fenómeno conocido como lente gravitatoria, pre-dicho por el propio Einstein, pero que no fue obser-vado hasta finales de los años setenta del siglo pasa-do. Actualmente es una de las herramientas funda-mentales para detectar grandes cantidades de mate-ria oscura. Observando los objetos más masivos delUniverso (los cúmulos ricos con miles de galaxias)se puede ver la distorsión de la luz de las galaxias defondo que pasa a través de ellos formando imágenesdistorsionadas de estas galaxias de fondo. Eso nospermite no solo estudiarlas sino deducir la masa os-cura contenida en los cúmulos y su distribución.

Las supernovas

Ya hemos visto la importancia que tiene la obser-vación de las supernovas como verdaderos faros quenos informan sobre las distancias entre las galaxiasy, como consecuencia, de un resultado tan inespera-do como la aceleración en la expansión del Univer-so. La observación sistemática de un gran número desupernovas debería permitir estudiar la evolución de

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la densidad del Universo y aportar claves sobre la na-turaleza de la energía oscura. Pero para eso hace fal-ta un proyecto como el futuro satélite SNAP (Super-Nova Acceleration Probe) que podrá observar milesde supernovas y que en estos momentos todavía estáen fase de proyecto.

Actualmente la observación de supernovas en ga-laxias lejanas, por su carácter impredecible, requie-re una complicada coordinación logística que en lapráctica limita las observaciones a una docena al año.

El bosque Lyman-Alpha

La emisión que recibimos de los quásares, que sonobjetos de interés cosmológico en sí mismos, pasa através del medio intergaláctico y, por lo tanto, de lasnubes de hidrógeno neutro que abundan en él. Enel espectro de esta radiación podemos encontrar lasrayas de absorción por hidrógeno. Como estas nubesse encuentran a diferentes distancias (y redshifts) estasrayas de absorción forman un «bosque» en el espec-tro de la radiación de los quásares.

La posición y el tamaño de estas rayas nos pro-porcionan información sobre la distribución de ma-teria a gran escala del Universo y su evolución. Losquásares nos proporcionan así una herramienta cos-mológica de gran valor para estudiar la evolución delUniverso y la distribución de materia.

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Nuevas observaciones

Los nuevos instrumentos, las nuevas técnicas ob-servacionales y la imaginación de los astrónomosproporcionan continuamente nuevas observacionesy tests a los que se somete el Big Bang. Algunas de lasmás recientes son la observación del hidrógeno neu-tro primordial (anterior a la formación de estrellas ygalaxias, en la llamada edad oscura) y los experimen-tos propuestos con ondas gravitatorias. Estas técni-cas y observaciones están hoy todavía en el límite delo que se puede alcanzar pero sin duda irán abrien-do nuevas ventanas del conocimiento en un futuropróximo.

Aceleradores de partículas

Seguramente una de las partidas más interesantesy significativas para el futuro del Big Bang y de la fí-sica en general se jugará en el mundo del microcos-mos. Las miradas de toda la comunidad científica es-tán puestas en el nuevo Large Hadron Collider (LHC),que entrará en servicio en el año 2008 en Ginebra.

Además de poner a prueba las partes más especu-lativas del modelo estándar, son muchos los físicosque creen que el LHC puede aportar claves definiti-vas para el conocimiento de la materia oscura y talvez también de la energía oscura. Cualquier avance

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en esta dirección, así como en la unificación de lagravedad con las demás fuerzas, puede proporcionarinformación muy valiosa para el conocimiento sobreel origen y la evolución del Universo.

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UNA HISTORIA DEL UNIVERSO

Como modelo científico, el Big Bang tiene capa-cidad predictiva y, por lo tanto, de las observacionesy de los modelos teóricos podemos extrapolar el pa-sado y el futuro para delinear cómo ha sido la historiadel Universo desde el instante inicial, saber qué po-demos observar hoy y predecir cuál será su destino.

Mirar atrás hacia adelante

El conocimiento actual de la física de las partícu-las y sus interacciones permite averiguar la historiadel Universo desde una fracción de tiempo extraor-dinariamente minúscula después del Big Bang hastala época actual.

Durante el siglo pasado, la física fue acumulandoevidencias de que todas las interacciones (fuerzas) dela naturaleza se reducen a cuatro tipos. Dos de estas

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interacciones las experimentamos en la vida diaria yya eran conocidas en el siglo XIX, la gravitatoria y laelectromagnética, la primera estudiada por Newtony posteriormente por Einstein en la relatividad gene-ral, y la segunda producto del genio de Maxwell alconjugar los fenómenos eléctricos y magnéticos enuna formulación unificada.

Las otras dos, descubiertas durante el siglo XX,son fuerzas nucleares y por lo tanto ajenas a nuestraexperiencia diaria: son la fuerza fuerte, responsablede las interacciones que mantienen unido el núcleoatómico con protones y neutrones, y la fuerza débil,responsable de la desintegración radiactiva espontá-nea. Hay que decir que el proceso de unificación delas interacciones iniciado por Newton (la fuerza quemantiene ligada la Tierra a la Luna es la misma quehace que caiga una manzana) y continuado por Max-well con la fuerza electromagnética siguió a lo largodel siglo XX: hoy sabemos que la fuerza electromag-nética y la débil son manifestaciones de una única in-teracción (llamada electrodébil) y el mismo modeloestándar ofrece un marco de unificación también conla fuerza nuclear fuerte. Pero hoy todavía nos faltauna formulación unificada de estas tres fuerzas conla gravedad: las primeras, en el modelo estándar, sonobjeto de la teoría cuántica y la última de la relativi-dad general y todavía no se ha llegado a una teoríacuántica de la gravedad.

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Además de las interacciones, la física de partículasha logrado también un marco unificado para la mate-ria ordinaria que forma el Universo conocido (y queen el modelo del Big Bang, recordémoslo, es solo el4% del contenido total del Universo). Según el mo-delo estándar hay básicamente dos tipos de materia:los quarks y los leptones. Los primeros constituyenlas partículas pesadas que forman el núcleo atómico,los protones y los neutrones, mientras que los segun-dos son los conocidos electrones, pero también otrostipos de partículas más exóticas como los neutrinos.

El modelo estándar, completado a principios delos años setenta del siglo pasado como culminaciónde décadas de trabajos teóricos y descubrimientos ex-perimentales, forma un todo coherente pero incom-pleto de la estructura de la materia conocida y susinteracciones. Coherente porque es capaz de expli-car casi todos los procesos físicos y químicos cono-cidos y ha logrado grandes éxitos con prediccionesque se han confirmado en sofisticados experimen-tos; incompleto porque además de la carencia men-cionada de inclusión de la gravedad en el esquemahay muchas otras razones teóricas y observaciona-les (estas provenientes básicamente de la cosmologíadentro del modelo del Big Bang) que nos indican queel modelo estándar todavía no es la TOE (acrónimode Theory of Everything, teoría total) que buscan los fí-sicos.

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Tres grandes periodos

En cualquier caso, con el modelo estándar y enel marco del Big Bang, podemos ir muy atrás enlos cálculos (e incluso especulaciones) de cómo haevolucionado el Universo desde el inicio. En la pe-lícula de una expansión continuada que va enfrian-do la gran explosión inicial, podríamos distinguir tresgrandes periodos que llamaremos primitivo, físicoy astronómico. Estos nombres son arbitrarios peroquieren reflejar nuestro conocimiento actual.

El periodo primitivo, que va desde el instante ini-cial hasta el final de la inflación, descansa casi exclu-sivamente en el ámbito de la especulación y es máslo que desconocemos que lo que podemos asegurarque sucedió: conocemos los grandes rasgos pero nolos detalles. El segundo, que llega hasta el momentoen que empiezan a formarse las primeras estructurasastronómicas conocidas, se basa en la física conocidadentro del modelo estándar y por lo tanto hay prue-bas teóricas y observacionales sólidas que apoyan lahistoria que se cuenta. El tercero, que llega hasta elpresente, se encuentra fundamentado en las obser-vaciones cada vez más numerosas y sofisticadas quenos proporcionan los instrumentos astronómicos ac-tuales y en modelos y cálculos sólidos sobre la evo-lución estelar y la física gravitatoria que forman partedel conocimiento astronómico actual.

La física actual todavía no nos permite saber quées lo que sucedió exactamente en el periodo primi-

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tivo, que duró un instante de tiempo inimaginable-mente pequeño (centésima de quintillonésima de se-gundo, o lo que es lo mismo, una cifra que se expresaen segundos con un 1 precedido por ¡32 ceros!). Peropodemos especular.

Primeramente tuvo lugar la llamada época dePlanck (¡solo diez billonésimas partes del periodoprimitivo!: un 1 precedido por 43 ceros) en la que lascuatro fuerzas conocidas (también la gravedad) fue-ron una sola. Cuando tengamos una Teoría Cuánti-ca de la gravedad deberíamos ser capaces de correreste último «velo» que nos tendría que dejar ver elmomento del «parto» de nuestro Universo (¿tal vezdesde otra dimensión?).

A continuación tendríamos la época GUT (acró-nimo de Grand Unified Theories), que dura hasta un1 precedido de 35 ceros, y que empieza con la separa-ción entre la gravedad y las otras tres fuerzas y acabacon la separación de la fuerza fuerte del electrodébil.

La tercera época de este periodo es precisamentela inflación: un periodo muy pequeño de tiempo (detodas maneras representa prácticamente el 99,9% detodo el periodo primitivo) en el que el Universo cre-ce en tamaño unos treinta órdenes de magnitud. Pa-ra hacernos una idea de lo que eso significa, es co-mo si en este ínfimo intervalo de tiempo un guisan-te creciera hasta los extremos de nuestra galaxia. Co-mo hemos visto más arriba, este sensacional aconte-cimiento es capaz de explicar todo lo que observa-mos a continuación.

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Una vez acabada la inflación tenemos un Univer-so en expansión formado por un plasma de quarks,leptones y gluones (las partículas que envían la fuer-za nuclear fuerte) que interactúan los unos con losotros. El periodo físico, en el que podemos seguiracontecimientos conocidos en nuestros modelos ylaboratorios, empieza con la llamada época electro-débil, al final de la cual (solo ha transcurrido una bi-llonésima de segundo desde el inicio) se separan lafuerza electromagnética y la débil y por lo tanto lascuatro fuerzas conocidas adoptan su configuraciónactual.

Sigue la época de los quarks (hasta una milloné-sima de segundo desde el inicio) en la que dominanestas partículas que en el Universo actual no se en-cuentran aisladas sino formando parte de partículascomo el protón y el neutrón. Eso es lo que sucedeen la época hadrónica (hasta 1 segundo desde el ini-cio) en que los quarks se agrupan con los gluones yforman los hadrones, las partículas que experimen-tan la fuerza nuclear fuerte; en esta época también seproduce otro acontecimiento significativo como es eldesacoplamiento (dejan de interactuar con las otras)de unas partículas muy importantes en varios fenó-menos astrofísicos, los neutrinos. Los neutrinos so-lo experimentan interacción débil y en consecuenciason extremadamente difíciles de detectar. La épocaque va entre 1 y 3 segundos después del instante ini-cial se conoce como época leptónica, dominada poreste tipo de partículas.

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Las dos últimas épocas del periodo físico concen-tran muchos de los esfuerzos de los cosmólogos ac-tuales, dado que es cuando se configura la materiay los objetos astronómicos tal como los conocemoshoy día. La primera de estas épocas es la llamada fo-tónica, ya que está dominada por estas partículas queenvían la fuerza electromagnética y va desde los 3segundos hasta unos 380.000 años después del BigBang. Durante los primeros 3 minutos de esta épo-ca se produce la nucleosíntesis primordial, es decir,la formación de los primeros núcleos atómicos talcomo los conocemos hoy en día, básicamente hidró-geno (en sus isótopos protio y deuterio), helio (isó-topos 3 y 4) y un poco de litio.

Después de estos minutos iniciales la expansiónha enfriado el Universo hasta un punto en que ya nose puede producir más nucleosíntesis: el resto de to-dos los elementos que forman la materia conocida setendrá que formar en el interior de las estrellas, en lasexplosiones de supernovas o en procesos puntualesde choques de rayos cósmicos en el medio intereste-lar. Así pues, casi el 98% de los núcleos que constitu-yen la materia conocida (esta es la abundancia del hi-drógeno, 74%, y el helio, 24%, en el Universo) se hanformado solo 3 minutos después del Big Bang. Hayque decir que estos primeros cálculos (aunque no conel afinamiento proporcionado por los conocimientosactuales) ya fueron efectuados por Gamow, Alpher yHerman y significaron un primer éxito del primitivomodelo del Big Bang.

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A partir de este momento el Universo está com-puesto por una sopa de núcleos de los elementos mássencillos, así como por leptones y de fotones. Se em-piezan a formar átomos a partir de estos núcleos aun-que los fotones interactúan continuamente con aque-llos, haciendo saltar los electrones que, a su vez, vuel-ven a formar átomos con otros núcleos: la materiay la radiación se dice que están «acopladas». El des-acoplamiento, también conocido como recombina-ción, se produce al final de la época fotónica, unos380 mil años después del Big Bang. Es un momentoparticularmente importante de nuestra historia, por-que a partir de este momento los fotones viajan li-bremente y forman una «instantánea» de cómo erael Universo en el momento de la recombinación, odicho de otra manera, de cómo eran las semillas delo que posteriormente, gracias a la gravedad, seránlas primeras estrellas y/o galaxias. Esta instantánea lapodemos estudiar a través de la radiación de fondode microondas, la imagen más antigua a la que pode-mos acceder de la historia del Universo.

La edad oscura

La última época del periodo físico es conocidamuy ilustrativamente como edad oscura. Sabemosque después de la recombinación se tienen que ha-ber formado las primeras estructuras autogravitan-tes, pero hasta que estas no se encienden (no se pro-

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ducen las primeras reacciones nucleares en el seno delas estrellas) no conocemos ninguna otra manera dedetectarlas que la emisión de hidrógeno neutro. Estees un proceso físico conocido en el que el átomo mássencillo del hidrógeno (un protón y un electrón) ex-perimenta una transición energética extremadamen-te improbable (en un átomo sucede una vez cada 10millones de años), pero que por las grandes cantida-des de hidrógeno presente en el Universo primitivotiene que ser en principio observable.

A través de estas observaciones podríamos llegara saber cómo evolucionan las semillas iniciales («con-geladas» en la información de la radiación de fondo).La edad oscura acaba en torno a los 500 millones deaños después del Big Bang cuando se encienden lasprimeras estrellas y galaxias.

El último periodo de nuestra historia, el que he-mos llamado astronómico, está dominado por losobjetos conocidos de nuestra experiencia astronómi-ca: las estrellas y las galaxias. Actualmente todavía notenemos una teoría bien establecida de su formaciónprimordial. Por una parte hay evidencias de que debehaber habido una generación primordial de estrellas,la llamada «población III». Las galaxias que observa-mos están formadas por estrellas, gas y polvo (ade-más, claro está, de masa oscura).

Estas estrellas son de dos grandes tipos, las lla-madas poblaciones I y II: la primera está constitui-da por estrellas jóvenes formadas a partir de mate-rial procesado anteriormente en el interior de otras

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estrellas, mientras que la segunda está formada porestrellas viejas y, por lo tanto, formadas con materialprimordial. Pero incluso estas tienen una cierta «me-talicidad» (es decir, una cierta cantidad de elementosquímicos elaborados que no se pudo producir en lanucleosíntesis primordial y tiene que ser el produc-to de la evolución estelar): así pues parece claro quetiene que haber existido una población más antiguaque todavía no ha podido ser observada directamen-te. Seguramente fue una generación de estrellas su-permasivas de pocos millones de años de vida que, alextinguirse en extraordinarias explosiones de super-nova, enriquecieron el Universo con elementos quí-micos más elaborados que los producidos en los tresprimeros minutos.

Las primeras galaxias, a su vez, se habrían forma-do por colapso gravitatorio lo que observamos ac-tualmente como quásares (acrónimo de quasi stellarradiosources) que se cree que son núcleos activos de ga-laxias jóvenes en cuyo interior hay un agujero negrode gran masa. Esta época en que se forman las pri-meras estrellas y galaxias es conocida como la épocade la reionización, porque la energía generada ioni-za (hace que los electrones se separen del núcleo) ydura unos quinientos millones de años, hasta aproxi-madamente unos mil millones de años después delBig Bang.

A partir de este momento la historia del Universoes menos espectacular y la gravedad va haciendo quese formen las galaxias, que se agrupan en grupos y

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cúmulos, y en su interior se forman las estrellas. Unaestrella joven como nuestro Sol, por ejemplo, se for-mó entre 8.000 y 9.000 millones de años después delBig Bang. 13.700 millones de años después del BigBang nosotros observamos todos estos fenómenosy tratamos de encajarlos en un todo coherente.

Este mismo modelo que nos permite explicar elpasado, también nos permite predecir el futuro. Hoy,si realmente el Universo es plano y la energía oscuraequivale a la constante cosmológica, podemos pre-decir que el futuro del Universo será una expansiónacelerada que producirá la disgregación progresiva delos supercúmulos, de los cúmulos y de las propias ga-laxias. Pero, más que predecir el futuro o estudiar elpasado, a los cosmólogos les interesa ajustar exacta-mente un modelo, cuya capacidad predictiva se ten-drá que poner a prueba necesariamente en los próxi-mos años.

El Modelo Concordante

Aunque en estos momentos, en 2007, todavía nose sabe qué es la masa oscura y mucho menos aún laenergía oscura –es decir, el 96% del Universo–, de-bido a la concordancia del modelo del Big Bang in-flacionario con las observaciones, la comunidad cos-mológica tiene la confianza de que estos enigmas seirán resolviendo y que las características básicas del

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modelo se confirmarán. Eso ha llevado a los más op-timistas (que son mayoría entre la comunidad) a ha-blar del Modelo Concordante, en analogía con el Mo-delo Estándar de la física de partículas.

El Modelo Concordante (o Big Bang inflaciona-rio con lambda-CDM) es el paradigma aceptado porla comunidad cosmológica. De hecho, según algunosde los miembros más activos y optimistas de esta co-munidad, esta ciencia ha entrado en un estadio quellaman cosmología de precisión en el que, a la esperadel descubrimiento final de la naturaleza de la masa yla energía oscura, lo que hay que hacer es perfeccio-nar el modelo y afinar el valor de las constantes.

El hecho es que en esta última década, desde eldescubrimiento de la aceleración de la expansión y lanecesidad de introducir un tercer componente en elcontenido del Universo (la energía oscura), los pará-metros fundamentales del modelo del Big Bang hanido convergiendo aunque hay técnicas observaciona-les cada vez más sofisticadas y variadas.

Tomemos por ejemplo lo que seguramente es elparámetro más importando del modelo, la constantede Hubble H, que se mide en unidades de velocidadpor unidad de distancia. Hasta bien entrada la últimadécada del siglo pasado los cosmólogos no se poníande acuerdo con respecto a su valor. Dos escuelas de-fendían valores muy diferentes: para unos H se mo-vía en torno a los 50 kilómetros por segundo y pormegapársec (millones de pársec); para otros era másbien del orden de los 100 kilómetros por segundo y

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por megapársec (eso quiere decir que, a causa de laexpansión del Universo, dos galaxias separadas porun millón de pársec, o 3,26 millones de años luz, seseparan a 50 o 100 kilómetros por segundo).

La discrepancia no era solo académica. Para el va-lor más alto, y según los valores de la densidad demateria conocidos en aquellos momentos, el Univer-so resultaría ser más joven que alguna de las estrellasque se observan en él, lo cual sería obviamente ungrave contratiempo para el modelo del Big Bang. Aprincipios de la década de los noventa había más ob-servadores que favorecían valores altos de H, y porlo tanto una edad joven del Universo; lo cual impli-caba problemas para el modelo. El descubrimientode la aceleración y de la energía oscura actuó comoun bálsamo. Por una parte permitía «alargar» la edaddel Universo; por otra, favorecía un Universo planocomo el que había predicho la inflación.

Desde entonces se han completado al menos tresexperimentos diferentes que han permitido medir Hcon una precisión que nunca antes se había alcanza-do. El llamado Hubble Key Project utilizó duranteocho años el telescopio espacial Hubble para medirdistancias en galaxias próximas utilizando estrellascefeidas (como hizo el ilustre pionero que da nom-bre al telescopio, pero lógicamente con una precisiónextraordinariamente mayor): el resultado fue un va-lor de 72 kilómetros por segundo y por megapársec,con un posible error de ± 8.

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Otros estudios han utilizado el llamado efectoZunyaev-Zeldovich, que no es más que la distorsiónde la radiación de fondo de microondas cuando atra-viesa el medio intergaláctico en los cúmulos y quese puede utilizar como un estimador de la distanciahasta los cúmulos: el valor obtenido para H es de 71(siempre en las mismas unidades), con un error de 5.

Finalmente, el satélite WMAP, que estudió la es-tructura de las fluctuaciones de la radiación de fon-do de microondas, ha permitido obtener un valor de70 con un error de 3. Los valores anteriores son to-dos compatibles (teniendo en cuenta los errores) pe-ro cada vez más precisos. Este, y otros ejemplos conotros parámetros, permiten a los astrónomos hablarde una cosmología de precisión.

La determinación con precisión de la constantede Hubble y el Modelo Concordante (Big Bang infla-cionario con masa oscura fría y constante cosmológi-ca) permiten establecer una edad bastante ajustada denuestro Universo de unos 13.700 millones de años,con un error posible de 200 millones de años. Estacifra encaja con nuestro conocimiento actual sobreestrellas y galaxias, dado que deja tiempo suficientepara que se formen las estrellas más antiguas que seconocen (los modelos de evolución estelar son to-talmente aceptados por la comunidad astronómicapuesto que están basados en cálculos que utiliza lafísica nuclear).

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Más allá del Big Bang

El Big Bang inflacionario, lejos de ser un mo-delo cerrado, abre unas posibilidades inmensas paranuevos descubrimientos potencialmente revolucio-narios. Por una parte, si el modelo es correcto esta-mos a las puertas de grandes descubrimientos (siem-pre es difícil decir si dentro de unos años o décadas):saber de qué está formado el 96% del Universo, loque ahora llamamos materia oscura y energía oscura,cuya naturaleza desconocemos totalmente. Con res-pecto a este punto, son muy ilustrativas las palabrasdel profesor Per Carlson, presidente del Comité queotorgó el premio Nobel de Física en el año 2006, pre-cisamente por las observaciones sobre la radiación defondo que dieron un significativo apoyo al modelodel Big Bang inflacionario. En la entrevista posterioral anuncio del Premio, cuando le preguntaron cuán-do habría un Premio Nobel relacionado con la mate-ria y la energía oscuras dijo «sobre la materia oscurano sabemos nada, sobre la energía oscura sabemosmenos que nada».

Estos descubrimientos serán, pues, históricos ysin precedentes en la historia de la ciencia. Porque abuen seguro que también nos abrirán la posibilidadde ir más allá del modelo estándar de la física actual,empezar a desvelar cómo fue el periodo primitivo, elorigen de nuestro Universo. Especulaciones muy ra-zonables (pero especulaciones de momento) nos di-cen que podemos avistar una Teoría total aunque, tal

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vez también la existencia de un Universo de más di-mensiones (un multiuniverso) u otros universos. Es-peculaciones más atrevidas nos dicen que, de la mis-ma manera que la humanidad ha podido trabajar has-ta ahora con la materia y la energía que constituye elUniverso, tal vez estos descubrimientos nos lleven acomprender (o manipular) la misma fábrica del espa-cio-tiempo.

Especulaciones en otra dirección (más bien socio-logía en este caso) nos advierten de que el estado ac-tual del Big Bang recuerda un cierto dejà vu en la his-toria de la ciencia. Efectivamente, al igual que LordKelvin no podía imaginar las revoluciones cuántica yrelativista solo unos años antes de que se produjeran,cuando hablaba de las «nubes» de la física a las puer-tas del siglo XIX, tal vez la materia oscura o la energíaoscura sean nuevas nubes que nos lleven a avances nisiquiera imaginables en estos momentos.

De todos modos es más que probable que, seacomo sea, de la misma manera que la física cuánticay la relativista no invalidaron sino que superaron (yen gran medida incluyeron) la física newtoniana, lacosmología de las próximas décadas no invalidará elcamino abierto por el Big Bang. Y en lo que todo elmundo está de acuerdo es en otra de las sabias frasesde John A. Wheeler: «Los mejores descubrimientostodavía tienen que llegar».

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