Introducción a la ciencia. Una guía para todos (o casi) (41 page)

Recordemos que todo esto sucedía en una época en que aún se creía que la Vía Láctea era todo el universo y que éste era invariable, del mismo modo que lo es un bosque. Así pues, Einstein, siendo muy consciente de que «si no concuerda con el experimento, es erróneo», añadió un término más a sus fórmulas, simplemente para mantener su modelo del universo. Este término añadido era la constante cosmológica, de la cual dijo más tarde que había sido el mayor patinazo de su carrera; sin embargo, esto parece un poco duro, ya que todo lo que intentaba era hacer que su modelo encajara con la mejor prueba experimental (es decir, procedente de la observación) de que se disponía en aquella época. Poco más de diez años después, con el descubrimiento de que el universo se está expandiendo, la constante cosmológica se pudo descartar. Las fórmulas cosmológicas iniciales de Einstein habían predicho el descubrimiento de la relación entre las distancias y el desplazamiento hacia el rojo de las rayas espectrales, a pesar de que incluso el propio Einstein no había creído que podía ser cierta. La teoría sí que coincidía por fin con la observación.

Lo que es aún mejor, la teoría contribuye a eliminar lo que es obviamente la característica más enigmática de la relación entre las distancias y el desplazamiento hacia el rojo. ¿Por qué tendría que alejarse uniformemente de nosotros todo lo que existe en el universo? Seguramente no vivimos en el centro del mismo.

Desde luego que no. El tipo de ley relativa al desplazamiento hacia el rojo que prevé la teoría general de la relatividad y que Hubble descubrió, según la cual el desplazamiento hacia el rojo es proporcional a la distancia, es el único tipo de ley (aparte de la relativa a un universo estático) que se cumple del mismo modo independientemente de cuál sea la galaxia en la que nos encontremos. La mejor manera de ver esto consiste en volver a la imagen del espacio-tiempo como una lámina de goma estirada o, según una analogía que se emplea a menudo, como la superficie en expansión de un globo que se está inflando constantemente.

Imaginemos que la superficie del globo está salpicada de puntos pintados sobre ella, de tal modo que cada punto corresponde a una galaxia. A medida que el globo se hace más grande, todos los puntos se van alejando los unos de los otros, no porque la pintura se mueva sobre la superficie del globo, sino porque la superficie del globo (espacio-tiempo) se está estirando y se lleva sobre sí los puntos. Si el globo se expande de tal forma que la distancia entre dos puntos vecinos se multiplica por dos, entonces también se multiplica por dos la distancia entre cualquier par de puntos. Eligiendo cualquier punto del globo como referencia, otro punto que estuviera a 1 cm de distancia, estará ahora a 2 cm (con lo que parecerá que se ha movido 1 cm), otro punto que estuviera a 2 cm de distancia, estará ahora a 4 cm (y parecerá que se ha movido el doble de rápido que el anterior), y así sucesivamente. Cuanto más lejos esté un punto, parecerá que se está moviendo a una velocidad mayor (será mayor el desplazamiento hacia el rojo), sea cual sea el punto desde el que se esté midiendo.

Sin embargo, el desplazamiento hacia el rojo no es un efecto Doppler, esto es, no está causado por el movimiento de las galaxias a través del espacio. Es el propio espacio el que lo causa al estirarse, ya que esto hace que la luz de las galaxias lejanas, en su viaje a través del espacio, se estire a longitudes de onda más largas. Y, de la misma forma que no hay ningún centro en la superficie en expansión del globo, tampoco hay ningún centro en el universo que se expande. Todos los puntos del espacio están en igualdad de condiciones (salvo en el caso de perturbaciones locales del espacio-tiempo causadas por la presencia de estrellas, galaxias, etc.).

La teoría general de la relatividad también nos dice que, si nos imaginamos esta expansión yendo hacia atrás en el tiempo, la conclusión es que todo el universo visible ha tenido que emerger de un punto matemático —un objeto singular— en un momento determinado en el pasado. Ningún físico cree que la teoría general de la relatividad se pueda llevar tan lejos, porque es seguro que los efectos cuánticos tienen su importancia, junto a la de ese objeto singular. Sin embargo, está claro que el universo, por lo que sabemos, emergió de un estado muy denso, algo muy parecido a un objeto singular, en un momento determinado en el pasado. Las grandes incógnitas son: ¿cuándo sucedió esto? y ¿cómo sucedió?

La incógnita relativa al «cuándo» ha quedado aclarada gracias a los últimos estudios sobre la velocidad a la que se está expandiendo el universo, es decir, los últimos cálculos para calibrar la relación entre la distancia y el desplazamiento hacia el rojo. Como en la época de Hubble, la cuestión clave es medir las distancias a las galaxias, ya que lo relativo al desplazamiento hacia el rojo es fácil. Una vez que se tienen las distancias y los desplazamientos hacia el rojo, se puede calibrar la ley que relaciona a ambos y combinar esto con las fórmulas de Einstein para calcular cuándo empezó la expansión. Cuanto mayor sea la velocidad a la que se expande el universo, menos tiempo habrá transcurrido desde el Big Bang para que las galaxias se encuentren tan alejadas como se hallan actualmente. La velocidad de la expansión se mide en función de un número llamado constante de Hubble, o
H
. Este número se determina a partir de esas mediciones, al día de hoy, de desplazamientos hacia el rojo y distancias a las galaxias, y cuanto menor sea el valor de
H
, mayor será la edad del universo.

Existen en la actualidad muchas técnicas diferentes para medir distancias en el universo y, felizmente, todas parecen converger hacia la misma respuesta. Una de las técnicas más sencillas es la que yo utilicé, junto con Simon Goodwin y Martin Hendry, derivada de la técnica que habíamos utilizado para medir el tamaño relativo de nuestra propia galaxia. Dado que esta técnica nos dice el tamaño medio de una galaxia espiral como la nuestra, es relativamente fácil tomar un par de miles de galaxias espirales que tengan desplazamientos hacia el rojo conocidos (pero que estén demasiado lejos para que sus distancias se puedan medir directamente mediante la técnica de las cefeidas) y deducir qué valor de la relación entre distancia y desplazamiento hacia el rojo sería el apropiado para garantizar que el tamaño medio de todas estas galaxias se corresponda con el tamaño medio de las espirales cercanas.

Para muchos valores de esta relación, las galaxias muy distantes parecerán estar muy lejos y, por consiguiente, parecerán muy grandes puesto que se ven tan grandes desde la Tierra; para otra serie de valores, parecerán estar muy cerca de nosotros y, por consiguiente, se podrá pensar que son muy pequeñas; sin embargo, para un valor de la relación parecerán estar justo a las distancias correctas para que su tamaño medio se corresponda con el tamaño de la Vía Láctea y sus vecinas. Esta calibración de la «ley de Hubble» —que es así como se conoce— nos dice que el universo tiene unos trece mil millones de años. Por la comodidad que supone trabajar con números redondos, muchos cosmólogos utilizan una edad de quince mil millones de años, ya que nadie es capaz de discutir en profundidad este asunto. Lo que importa es la clara evidencia de que el universo tuvo un comienzo hace más o menos esa cantidad de años; no hace mil millones de años, ni tampoco hace cien mil millones de años, sino hace un número de años que se sitúa en torno a los quince mil millones.

Es importante recalcar que esto es ciencia de buena calidad. Tenemos modelos basados en la teoría general de la relatividad de Einstein, y también contamos con observaciones: no sólo el modo en que la luz procedente de las galaxias experimenta un desplazamiento hacia el rojo, sino también un suave silbido de ruido radiofónico que llena todo el universo y se interpreta como el resto de la radiación electromagnética que dejó la bola de fuego en la que nació el universo. La teoría y la observación concuerdan perfectamente. Pero ¿dónde acaba la ciencia de buena calidad? Ya hemos dicho que ningún científico cree que el universo actual comenzara en un objeto singular infinitamente denso —los infinitos en las fórmulas matemáticas son un signo claro de que las fórmulas se están llevando demasiado lejos—. Entonces, ¿hasta qué punto podemos acercarnos al objeto singular en las investigaciones realizadas con el tipo de ciencia que podemos hacer en los laboratorios aquí en la Tierra? Puede que la respuesta les sorprenda.

Las condiciones más extremas de densidad que los físicos, según dicen, pueden entender del todo aquí en la Tierra son las condiciones que existen en el núcleo de un átomo. Los protones, los neutrones y los núcleos se comprenden a fondo, y el comportamiento de la materia a tales densidades se ha comprobado muchas veces en experimentos en los que intervienen los aceleradores de partículas. Ciertamente tenemos muy buenos modelos del comportamiento de la materia con densidades nucleares. La mayoría de los físicos irían más allá: añadirían que comprendemos bastante bien la estructura que hay dentro de los protones y los neutrones, a nivel de los quarks. Sin embargo, seamos cautos y limitémonos a aceptar que entendemos completamente todas las fuerzas que actúan a escala nuclear. ¿Cuánto tiempo ha transcurrido desde que todo el universo que podemos ver actualmente se podría haber encontrado en un estado de densidad nuclear, al salir del Big Bang?

Tomando el hipotético objeto singular como la «hora cero» —el momento en que el universo empezó a existir— todo lo que hoy podemos ver se habría encontrado en este estado nuclear justo durante una diezmilésima de segundo después del comienzo. Y todo lo que ha sucedido desde entonces, durante los siguientes 13.000 o 15.000 millones de años de historia del universo puede explicarse, en principio, mediante las mismas leyes de la física que se han ensayado y comprobado muchas veces en experimentos realizados aquí en la Tierra.

Lo que habitualmente se denomina Big Bang es la primera fase de la existencia del universo, a partir de una fecha que se puede datar como una diezmilésima de segundo. Y esto es ciencia de buena calidad, según los criterios que hemos establecido: los modelos concuerdan con las observaciones. Lo que está menos claro es cómo el universo llegó al estado en que se encontraba a la «edad» de una diezmilésima de segundo, pero está siendo objeto de una respetable investigación científica, como veremos en breve. Lo que es cierto es que todo lo que sucedió a partir de esa diezmilésima de segundo está tan bien fundamentado como las leyes de Newton o las ecuaciones de Maxwell. Desde luego está tan bien fundamentado como la teoría general de la relatividad, ya que se le aplica esta teoría. En números redondos, podemos decir que el Big Bang duró cerca de medio millón de años, desde una diezmilésima de segundo hasta el momento en que la radiación electromagnética y la materia fueron por caminos separados.

La radiación electromagnética desempeñó un papel dominante en el primitivo universo de los primeros tiempos, dado que éste se encontraba muy caliente. Si se comprime el aire en una bomba de bicicleta, el aire se calienta; si se deja que el gas se expanda saliendo por la boquilla de un vaporizador, dicho gas se enfría. Del mismo modo, el universo estaba muy caliente cuando se encontraba en un estado de gran compresión, pudiéndose calcular su temperatura utilizando las fórmulas de Einstein y nuestras propias observaciones del estado en que se halla el universo actualmente. En la época de la densidad nuclear, la temperatura del universo era de cerca de un billón de grados (Celsius o Kelvin, no importa la diferencia cuando se trata de números tan grandes) y su densidad era 100 billones de veces la densidad del agua. En esta bola de fuego, cada uno de los fotones llevaba tanta energía que los pares partícula-antipartícula (como, por ejemplo, un protón y un antiprotón) se creaban constantemente a partir de la energía pura y se aniquilaban constantemente la una a la otra, liberando de nuevo energía electromagnética (fotones). Al principio hubo cantidades iguales de protones y de neutrones (y también muchos pares electrón-positrón), pero cuando el universo se expandió y se enfrió, sucedieron varias cosas.

En primer lugar, la temperatura cayó hasta el punto en que los fotones eran incapaces de formar más pares protón-antiprotón o neutrón-antineutrón, con lo que las cantidades de estas partículas quedaron congeladas. Debido a un pequeñísimo desequilibrio en las leyes de la física, que rara vez se manifiesta a las temperaturas que podemos alcanzar en la Tierra actualmente, en la bola de fuego original las cantidades de partículas y antipartículas no se habían acoplado perfectamente en pares, es decir, por cada mil millones de antiprotones había mil millones y un protones, mientras que por cada mil millones de antineutrones había mil millones y un neutrones. Todos los miles de millones de pares de partículas y antipartículas se aniquilaban unas a otras, produciendo fotones de alta energía y quedando sobrante la partícula impar que existía por cada mil millones. Todo lo que vemos actualmente en el universo está hecho a partir de esta pequeñísima parte de materia que quedó sobrante, y por cada nucleón que existe en el universo hay mil millones de fotones en la radiación de fondo.

En aquel estadio, estos fotones estaban lejos de terminar de ejercer su influencia sobre la materia. Aunque ya no tenían la energía necesaria para fabricar nuevos protones y neutrones, participaban en interacciones violentas con las partículas que quedaban, provocando la desintegración progresiva de los neutrones para convertirse en protones, proceso en el que cada uno de los neutrones soltaba un electrón y un antineutrino, para convertirse en un protón.

A medida que transcurrió el tiempo, iba descendiendo la proporción de neutrones dentro de la sopa primitiva. Justo un segundo después del comienzo, la temperatura del universo había descendido a diez mil millones de grados, la densidad era sólo 380.000 veces la densidad del agua y sólo quedaban 24 neutrones por cada 76 protones. A los 14 segundos después de la hora cero, sólo quedaban 17 neutrones por cada 83 protones, pero el ritmo de cambio se estaba frenando dramáticamente a medida que el universo se enfriaba. Unos tres minutos después del comienzo, la temperatura del universo había descendido hasta aproximadamente mil millones de grados, que es 70 veces la temperatura que tiene hoy el núcleo del Sol, y aún había 14 neutrones por cada 86 protones.

Si los neutrones que aún existían se hubieran quedado como partículas libres, en unos pocos minutos más se habrían desintegrado de forma natural dando lugar a protones (incluso sin ser bombardeados por fotones de alta energía). Sin embargo, el universo estaba ya en ese momento lo suficientemente frío como para que se unieran algunos de esos protones y neutrones, constituyendo núcleos estables de helio-4 (partículas alfa). Para entonces el universo tenía cuatro minutos de existencia, además todos los neutrones que quedaban ya se habían bloqueado del modo anteriormente citado, dando una mezcla de 74 por 100 de núcleos de hidrógeno (protones) y un 26 por 100 de núcleos de helio (partículas alfa) cuando el universo entró en la fase siguiente de su existencia.