A partir de ese estado inicial inimaginablemente denso y caliente, comienza un proceso continuo de expansión y enfriamiento. A medida que el Universo se expande su temperatura va reduciéndose permitiendo gradualmente que vayan apareciendo los diferentes componentes que ahora nos son familiares: protones, neutrones y electrones, luego átomos, más adelante esos átomos van uniéndose y llegan a formar estrellas, planetas y galaxias. Es un proceso continuo de expansión, enfriamiento y formación de estructuras.

En el tema 11 vimos que la película de la formación de la Tierra y la aparición en ella de la vida y su evolución posterior es muy lenta al principio y se va acelerando progresivamente de forma que en el último tramo se aglomeran los acontecimientos relevantes (al menos para nosotros). De forma similar, pero al revés, la historia del Universo tiene también un periodo inicial brevísimo (¡unos 20 minutos!) en el que se suceden en fracciones infinitesimales de segundo cambios sustanciales en su composición, su estructura y su comportamiento para luego, en cambio, irse tranquilizando y evolucionando mucho más pausadamente.

El estado inicial es lo que los teóricos llaman una singularidad en la que los parámetros característicos (temperatura, densidad) toman valores sólo concebibles en el abstracto mundo matemático. A partir de ese estado inicial surgen el espacio, el tiempo, la materia y comienza a evolucionar nuestro Universo.

Los primeros instantes

Antes de t =10^-43 s (el llamado tiempo de Planck) la cosa empieza bastante mal: de esta primera etapa no se puede saber nada. Las leyes conocidas no tienen validez en esas condiciones extremas. Pero a partir de ahí los teóricos han sido capaces de reconstruir lo que pasó.

Entre t = 10^-43 y t = 10^-12 segundos las cuatro fuerzas existentes en la Naturaleza (gravedad, electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil) que al principio estaban “acopladas” (cada una actuaba como una mera manifestación de una única fuerza) fueron desacoplándose, actuando cada una de forma independiente. Estas fuerzas son las que consiguen estructurar la materia. Si la temperatura es muy alta las partículas se agitan de tal forma que las fuerzas no pueden agruparlas. Por eso los protones, átomos, moléculas, estrellas y galaxias solo pudieron irse organizando a medida que la temperatura descendía.

En el minúsculo intervalo entre   t =10^-33 s    y   t = 10^-32 s   se produce la inflación, una expansión tan acelerada (figura 18.22) que las distancias se multiplicaron por un factor de 10²⁶ mientras la temperatura descendía de 10²⁸ a 10²² K. Esta hipótesis fue propuesta por Alan Guth en 1980 para intentar resolver algunos problemas que las teorías anteriores no eran capaces de afrontar: la geometría actual del Universo (ver el último apartado, Futuro del Universo) y la validez del Principio Cosmológico (homogeneidad e isotropía).

En el intervalo entre t = 10^-12 y t = 10^-6 segundos nuestro Cosmos está constituido por un denso y ardiente plasma de quarks y electrones. La temperatura es tan alta (>10¹² K) que los quarks no pueden aglutinarse para formar protones o neutrones (y sus antipartículas). Esto ya puede suceder entre t = 10^-6 y 1 segundo después del Big Bang.

En ese brevísimo lapso de tiempo los protones y neutrones, conforme van apareciendo, se aniquilan inmediatamente con sus antipartículas dando como resultado dos fotones. Ambos procesos de ida y vuelta (simbolizados así para una pareja protón – antiprotón: γ + γ ↔ p⁺ + p^–) se suceden ininterrumpidamente en ambos sentidos, lo mismo que las similares de los neutrones. Pero, a medida que sigue la expansión y el enfriamiento, los fotones dejan de tener energía suficiente como para engendrar protones o neutrones. El proceso γ + γ → p⁺ + p^– deja de producirse pero la opuesta, la aniquilación p⁺ + p^– → γ + γ, sigue adelante, de modo que el número de protones y neutrones se reduce frente al de fotones. Al final hay 2·10⁹ fotones por cada partícula de materia. La radiación domina absolutamente el panorama.

En principio había la misma cantidad de partículas que de antipartículas, pero ¿qué ha ocurrido con la antimateria? En el cosmos actual no hay ni rastro de ella. Tuvo que existir alguna asimetría que la hiciera desaparecer. No tiene que ser muy considerable: parece que con que hubiera mil millones + una partículas de materia ordinaria por cada mil millones de partículas de antimateria sería suficiente.

Otra cuestión importante es que, pese a que inicialmente debía haber el mismo número de protones que de neutrones, el decaimiento espontáneo del neutrón descomponiéndose en un protón y un electrón (n → p⁺ + e^–) dio como resultado que el número de protones era 7 veces mayor que el de neutrones al final de este periodo (t = 1 s).

Entre t = 1 s y t = 10 s después del Big Bang, con temperaturas del orden de 10¹⁰ K los fotones comienzan a generar partículas menos pesadas (electrones e^– y sus antipartículas, los positrones e⁺) que inmediatamente se aniquilan. Ahora las reacciones son γ + γ ↔ e⁺ + e^–. Igual que antes con los protones, al cabo de un tiempo ya los fotones no tienen energía suficiente, no hay más creación de electrones y solo se da el aniquilamiento e⁺ + e^– → γ + γ y la proporción del número fotones frente al de partículas de materia sigue aumentando.

Cuando t = 10 s la temperatura del Universo es de unos 10⁹ K. Está formado por una sopa incandescente de fotones, neutrinos, protones, neutrones y electrones. Hay una sola partícula de masa (protón, neutrón o electrón) por cada 2·10⁹ fotones, es decir el Universo sigue absolutamente dominado por la radiación frente a la materia. En cuanto a la materia había igual número de protones que de electrones, pero solo un neutrón por cada 7 protones.

Nucleosíntesis primordial

En el lapso desde t = 2 minutos hasta t = 20 minutos se dan las condiciones para que comiencen las reacciones de fusión nuclear (las que hemos visto darse en el interior de las estrellas). Los protones chocan entre sí con tanta energía que pueden vencer su repulsión eléctrica y unirse para dar núcleos atómicos un poco mayores: es lo que se conoce como nucleosíntesis primordial, la primera fabricación de núcleos atómicos. El 25% de los protones y todos los neutrones existentes se unen para dar núcleos de He.

Como prosigue la expansión y el enfriamiento las condiciones para esta nucleosíntesis tuvieron muy poco tiempo para actuar. El resultado final es un 75% de protones (núcleos de H que no se combinaron), 25 % de núcleos de helio, y trazas de núcleos de ⁷Li, ³He y de deuterio (²H). Varias veces hemos hablado de la composición general del Universo como formada esencialmente por H y He. La razón de ello está en esta nucleosíntesis primordial. Esto es todo el material que quedó tras el Big Bang. Todos los demás elementos fueron sintetizados, mucho tiempo después, en los núcleos de las estrellas y en las explosiones de supernovas.

Estas cantidades, estos porcentajes de los núcleos atómicos existentes cuando t = 20 minutos se han podido deducir de los estudios teóricos y también se pueden obtener de lo que ahora observamos en el cosmos actual. Ambos resultados concuerdan plenamente, refuerzan la predicción de que hubiera 7 protones por cada neutrón y son una de las pruebas más concluyentes que vienen a confirmar la existencia del Big Bang.

Cuando t = 20 minutos después del Big Bang, el Universo se ha expandido hasta tener un radio de 3.000 años luz y la temperatura ha descendido hasta T = 10⁷ K. La nucleosíntesis no puede seguir avanzando y todo el espacio queda lleno de un plasma formado por fotones, por los núcleos atómicos de H y de He y por electrones, con gran dominio de la radiación, de los fotones, sobre la materia. Este plasma es opaco porque los fotones y los electrones están permanentemente interactuando de forma que el recorrido libre de los fotones es nulo.

47.000 años después del Big Bang la materia (la “ordinaria” y la oscura) comienza a dominar frente a la radiación (fotones y neutrinos). Como consecuencia el ritmo de expansión se reduce debido a la atracción gravitatoria y las mínimas variaciones de densidad producidas durante la inflación se ven amplificadas, preludiando la formación de grandes estructuras (galaxias).

La radiación cósmica de fondo

Cuando t = 370.000 años, la temperatura había bajado hasta unos “confortables” T = 3.000 K. En este momento se produce otro cambio drástico, la llamada recombinación: los núcleos atómicos son ya capaces de retener a los electrones y se forman verdaderos átomos de H y de He que son neutros. Esto provoca que los fotones dejen de interactuar tan activamente como antes con las partículas cargadas (sobre todo con los electrones), su recorrido deja de estar limitado y el Universo se hace trasparente. Desde ese momento los fotones pueden viajar libremente por todo el espacio llenándolo de una radiación que ha llegado hasta nosotros en forma de registro fósil, la radiación cósmica de fondo de microondas.

La existencia de esta radiación residual que debería llenar todo el Universo fue predicha por el físico ucraniano-estadounidense George Gamow en 1948 y detectada accidentalmente por A. Penzias (a la derecha en la figura 18.23) y R. Wilson en 1964 mientras probaban una antena para comunicaciones terrestres. Su presencia confirmada por numerosas observaciones es una prueba abrumadora a favor de la teoría del Big Bang. De hecho, ha sido objeto de varias misiones científicas (los satélites COBE, WAMP, Planck y otros) para estudiarla detenidamente.

La radiación cósmica de fondo de microondas es una débil señal que se recibe desde cualquier punto del cielo. Los fotones que nos llegan ahora son esos primeros que comenzaron a viajar libremente 370.000 años después del Big Bang. Por eso se han expandido lo mismo que el Universo en todo este tiempo y los detectamos con una longitud de onda del orden de 1 cm, es decir, dentro de la banda de microondas del espectro electromagnético, y un desplazamiento al rojo nada menos que de z = 1.100. Es una radiación extraordinariamente uniforme que se acomoda perfectamente a la emisión de un objeto a unos 2,7 K, tal y como las predicciones teóricas habían adelantado (G. Gamow, R. Alpher, R. Herman, en 1948-50).

La imagen siguiente (figura 18.24) obtenida por la misión Planck de la ESA muestra esa radiación en todo el cielo: no es totalmente uniforme; se observa una muy leve anisotropía. Los colores indican ligeras variaciones en la longitud de onda (y por tanto en la temperatura).

Formación de estructuras

Como ya dijimos, desde t = 47.000 años la radiación empieza a perder su predominio sobre la materia y la gravedad empieza a actuar. Pero la gravedad, para que comience a acumular la materia en algunas zonas, necesita que haya algunos puntos más densos que otros. Si la distribución de la materia en el cosmos fuera exactamente uniforme no habría un punto de arranque, un punto donde el equilibrio se rompiera a favor de la progresiva acumulación de masa en un efecto de bola de nieve (en cuanto en un punto hay más densidad que en otro, allí resulta atraída la masa circundante que a su vez hace aumentar la atracción gravitatoria de esa primera aglomeración, que atrae a más material de los alrededores, etc.).

Precisamente la radiación cósmica de fondo nos da también información sobre su distribución: las zonas azules tienen una densidad ligeramente superior a la media y las naranjas un poco menor. Estas inhomogeneidades van a ser las semillas sobre las que la gravedad va a ir actuando para formar las conocidas y familiares estructuras de estrellas y galaxias.

Hasta que empiecen a formarse galaxias y estrellas no existen más fotones que los liberados en la recombinación, pero estos ya se han “estirado” lo suficiente como para tener una longitud de onda fuera del rango visible. En el Universo no hay nada de luz visible y por eso se denomina a esta época como la “edad oscura”.

A partir de unos 150 ·10⁶ años después del Big Bang, con T = 60 K, ya pueden formarse las primeras moléculas de hidrógeno (H₂) que constituirán las nubes moleculares necesarias para que el material aglutine y comienzan a aparecer gradualmente las primeras estrellas dentro de protogalaxias.

Este proceso se prolonga hasta unos 1.000 millones de años después del Big Bang, cuando nuestro Cosmos tienen una temperatura T = 19 K y ya se va pareciendo al que vemos en la actualidad. Las grandes estructuras van formándose poco a poco, desde pequeñas (protogalaxias) a más y más grandes (galaxias, cúmulos y supercúmulos). Las primeras estrellas que se formaron obviamente solo contenían H y He, pero las más masivas tendrían una vida tan corta como unos pocos millones de años y al final de su ciclo habrían producido y diseminado por el espacio muchos átomos de elementos más pesados que pasarían al medio interestelar de forma que la siguiente generación de estrellas ya podría contar con ellos.

La Vía Láctea comenzó a formarse cuando la edad del Universo era de unos 5.000 millones de años y, dentro de ella, nuestro Sistema Solar comenzó su andadura 9.200 millones de años después del Big Bang (hace 4.600 Ma).

A los 8.800 Ma desde el inicio hay otro cambio importante: mientras la materia se hizo con las riendas de la situación la gravedad había ralentizado la tasa de crecimiento del Universo, pero en ese momento la energía oscura comienza a dominar sobre la materia, acelerando el ritmo de expansión puesto que ejerce una acción repulsiva.

Esta imagen del telescopio espacial Hubble, la famosa Ultra Deep Field (campo ultra profundo) muestra galaxias muy lejanas y por tanto nos enseña una mínima parte del Universo tal y como era hace miles de millones de años.

Futuro del Universo

Según la teoría general de la relatividad la curvatura del universo depende de su densidad (de masa + energía + materia oscura, ρ). Hay un valor destacado de la densidad del que todo depende: la densidad crítica ρ_c = 5,5 átomos de H/m³. En función de cómo sea ρ en comparación con ρ_c así será la curvatura.

Ampliación: Geometría y curvatura La Geometría clásica, de todos conocida y familiar es la Euclídea. En ella la distancia más corta entre dos puntos es la línea recta, por un punto exterior a una recta solo puede pasar una paralela y los ángulos de un triángulo suman 180º. Todo esto puede visualizarse en un plano: Sin embargo, pueden existir otros tipos de geometrías. Consideremos una superficie esférica (como la terrestre). La línea que une dos puntos con una distancia mínima no es una recta (esto lo saben bien los navegantes y los pilotos de aviones) sino un arco de círculo máximo. Aquí no hay rectas; lo más parecido, las “rectas” en esta geometría, son arcos. Además, en el triángulo esférico ABC los ángulos suman más de 180º y por C (exterior a la “recta” AB) no hay ninguna “recta” paralela a AB puesto que dos círculos máximos siempre se cortan: Hay aún una tercera posibilidad, la geometría sobre una superficie similar a una silla de montar (lo que los matemáticos llaman paraboliode hiperbólico). Sobre ella los ángulos de un triángulo suman menos de 180º y existen infinitas “rectas” paralelas.

Si ρ >ρ_c la geometría es esférica, de curvatura positiva, las “paralelas” convergen (en realidad no hay paralelas) y el universo es cerrado.

Si ρ =ρ_c la geometría es plana (la familiar geometría euclídea), de curvatura nula y el quinto postulado de Euclides es el clásico (por un punto exterior a una recta solo se puede trazar una paralela a dicha recta).

Si ρ<ρ_c la geometría es hiperbólica, de curvatura negativa, las “paralelas” divergen (hay muchas paralelas) y el universo es abierto; ejemplo clásico: una silla de montar, un collado en las montañas.

Densidad	Geometría del espacio	Curvatura del espacio	Tipo de Universo
ρ >ρc	esférica	positiva	cerrado
ρ =ρc	euclídea	nula	plano
ρ <ρc	hiperbólica	negativa	abierto

¿Cómo podemos averiguar en qué caso nos encontramos? En una geometría esférica los objetos grandes muy lejanos tienden a verse aparentemente mayores de lo que son, en la plana tal cual y en una geometría hiperbólica la curvatura hace que parezcan de menor tamaño aparente.

Bueno, pues con datos de la radiación de fondo de microondas, parece deducirse que los objetos grandes y lejanos se ven con su tamaño inalterado, es decir, la geometría del universo es muy aproximadamente plana. En consecuencia, la densidad de masa ρ debe ser aproximadamente igual a la densidad de masa crítica ρ_c. El Universo es plano.

Pero resulta que la densidad de masa que se ha podido detectar (la masa observable de estrellas, galaxias, nubes, polvo más la materia oscura deducida) es del orden de 1,6 átomos/m³, es decir mucho menor que la que tiene que haber. Nos falta una densidad de unos 4 átomos/m³. ¿Dónde está? Tiene que haber algo que haga prácticamente 0 la curvatura del Universo, pero no se detecta de ninguna manera. Pues a eso le llamamos la energía oscura: nada menos que algo así como el 70% del contenido del Universo.

El futuro parece que básicamente depende de dos tendencias opuestas:

1. La gravedad, debida a la densidad (de masa + energía + materia oscura) que tiende a frenar la expansión; precisamente debido al crecimiento del espacio esa densidad va disminuyendo.
2. La energía oscura, indetectable de momento, que debe existir y que se opone a la atracción gravitatoria, acelerando la expansión; a pesar de la expansión parece que la densidad de energía oscura se mantiene constante con lo cual, a medida que envejece, en el Universo irá preponderando la energía oscura.

Si finalmente predominara la gravedad la expansión se frenaría y luego todo se contraería hasta un hipotético Big Crunch (Gran Colapso) al que podría suceder otro Big Bang: estaríamos en un universo pulsátil en el que después de la expansión se produce una contracción y así sucesivamente. En caso contrario se expandirá indefinidamente y todo irá envejeciendo y muriendo; la densidad de materia (y energía) será cada vez menor.

Mediciones de distancias con supernovas tipo Ia parecen indicar que el Universo está acelerando su expansión: en los últimos 2.000 millones de años la tasa de expansión, la constante de Hubble, se ha mantenido invariable, pero los indicios apuntan a que el ritmo de crecimiento de las distancias entre las galaxias o cúmulos era menor antes (el valor de la constante de Hubble también era menor): en el Universo “joven” los cúmulos de galaxias no se alejaban tan deprisa como en el actual. Según esto la gravedad está siendo vencida por la energía oscura. De ser cierto el Universo continuará siempre expandiéndose y enfriándose y acabará apagándose lenta pero inexorablemente.

En este esquema se recogen los hitos más importantes de la Historia de nuestro Universo: