El Big Bang en 7 puntos (II)

El Big Bang es un asunto que ha hecho correr mucha tinta en el debate ciencia/fe. ¿Por qué esta vieja idea de casi 100 años ha pasado a ser considerada como el escenario que más cuadra con las observaciones y las teorías que tenemos? Me gustaría explicarlo en 7 puntos:

1. Primeras sospechas – Teoría

2. Primeras sospechas – Observaciones

3. Las sospechas confirmadas – La radiación de fondo de microondas (RFM)

4. La nucleosíntesis primordial

5. La formación de las estructuras primordiales

6. Las oscilaciones acústicas de bariones

7. El consenso y sus límites

La pasada semana vimos los tres primeros, veamos ahora el resto.

4 La nucleosíntesis primordial

El núcleo de un átomo de helio contiene dos protones y dos neutrones. Las observaciones del universo indican que aproximadamente el 25% de su masa es helio. El resto es casi exclusivamente hidrógeno. Los demás átomos de la tabla periódica comparten las migajas que quedan. Pregunta: ¿de dónde viene todo este helio? El único lugar lo suficientemente caliente como para producir helio a partir de sus constituyentes, protones y neutrones, es el corazón de las estrellas¹. Y entendemos suficientemente bien lo que está sucediendo allí para saber que por sí solas, las estrellas no pueden haber producido tanto helio. Entonces, ¿de dónde viene este helio?

Otra vía conduce a la misma pregunta: la cantidad de helio producida en las estrellas está estrechamente correlacionada con la cantidad de otros átomos producidos en las mismas condiciones, como el oxígeno, por ejemplo. Si todo el helio viniera de las estrellas, se observaría algo como “poco helio, poco oxígeno; mucho helio, mucho oxígeno”, ya que ambos procederían de la misma línea de producción. Pero eso no es lo que vemos. Lo que vemos es que, incluso cuando no hay oxígeno, hay una gran cantidad de helio².

La conclusión es la misma en ambos casos: la mayor parte del helio no puede provenir de las estrellas. Entonces, ¿de dónde viene? El escenario del Big Bang ofrece una respuesta inmediata. Justo después del Big Bang, el universo era demasiado caliente incluso para que hubiera protones y neutrones. A estas alturas, había una mezcla de quarks y gluones³, que son los constituyentes de los neutrones y protones. Luego, el universo se siguió expandiendo y aparecieron los protones y neutrones. La temperatura era lo suficientemente alta como para que se fusionaran y formaran helio. El universo continuó expandiéndose, enfriándose más y más, y pronto la fusión dejó de ser posible. Hacía demasiado “frio”⁴. No se volverían a producir cantidades masivas de helio. Esta ventana de oportunidad, ni demasiado caliente ni demasiado fría, se extendió, aproximadamente, desde el minuto 1 hasta el minuto 20 después del Big Bang.

Con las leyes de la física nuclear que conocemos, y que sabemos por la experimentación que son válidas en estas condiciones⁵, se puede calcular la cantidad de helio producida durante este intervalo de tiempo, y comparar el resultado con las observaciones⁶. Ambos dan la misma ratio hidrogeno/helio, igual a 4.

Lo que acabamos de hacer con el helio, ¿podría hacerse con otros átomos? Perfectamente. En la fase caliente cuando el Big Bang produjo helio, también produjo deuterio (1 protón + 1 neutrón), helio-3 (2 protones + 1 neutrón) y litio-7 (3 protones + 4 neutrones). Las observaciones dan una ratio hidrogeno/deuterio de 33.000, de acuerdo con la teoría con una gran precisión y solo un pequeño porcentaje de diferencia. La ratio observada hidrogeno/helio-3 es 83.000, también a un pequeño porcentaje de diferencia de la predicción teórica. En el caso del litio-7, las medidas, muy difíciles, dan una ratio litio-7/hidrogeno de 7.700 millones. La teoría también alcanza una cifra de ese orden, pero 4 veces menor (2.000 millones). Muchas investigaciones están en curso para mejorar tanto la teoría como las medidas⁷.

5 La formación de las estructuras primordiales

Examinemos otra consecuencia esperada del Big Bang. Empezamos con un medio muy caliente. El estudio de la RFM demuestra que este medio era muy homogéneo, pero no totalmente. Había “grumos”. Eran muy débiles, sin duda, pero los había⁸. Si había un poco más de materia aquí que allá, habría algo más de gravedad aquí que allá. Los grumos atraían lo que les rodeaba, aumentando así su densidad. Crecieron atrayendo lo que encontraban en su entorno. Así se formaron estrellas, después cúmulos de estrellas, luego cúmulos de cúmulos, es decir, galaxias y, por último, cúmulos de galaxias.

Y algo más. Si el Big Bang no fabrica nada más pesado que el litio-7 y los demás núcleos atómicos solo pueden sintetizarse en las estrellas, entonces las primeras estrellas no pueden contener nada más que los núcleos mencionados en el párrafo anterior. Dichas estrellas primordiales fabrican algunos elementos más pesados, antes de explotar en supernova al fin de su vida. Al hacerlo, ponen en circulación sus átomos pesados. Estos pueden entrar en la composición de una segunda generación de estrellas, que a su vez producirán átomos más pesados ​​antes de explotar, etc.

Por lo tanto, esperamos observar lo siguiente:

1. Estructuras que crecen con el tiempo. Cúmulos de galaxias en formación actualmente, pero no al principio.

2. Un contenido en elementos más pesados que el litio que aumenta en las estrellas más recientes.

¿Observamos esto? Completamente.

Para empezar, cabe recordar que se puede observar el pasado. Basta con observar lejos. Del mismo modo que veo el Sol tal como era hace 8 minutos (tiempo que tarda la luz en llegar hasta nosotros), veo la Gran Nube de Magallanes como era hace unos 160.000 años.

Después de décadas de observación y de censar, literalmente, miles de millones de objetos celestes, está claro que la cantidad de estrellas era menor en el pasado⁹. Ocurre lo mismo con las galaxias e incluso con los cúmulos de galaxias. El “brote de rayo gamma” (señal de la muerte de una estrella) más antiguo detectado data de 630 millones de años después del Big Bang. La galaxia más antigua conocida nació 670 millones de años después del Big Bang. Los cúmulos de galaxias más antiguas datan de 3.300 millones de años después del Big Bang¹⁰. La composición y la estructura del universo cambian con el tiempo. Es una observación.

Las observaciones también confirman el escenario del Big Bang en cuanto a la presencia de elementos más pesados ​​que el litio. Las observaciones muestran claramente una tasa en elementos pesados que va bajando a medida que estudiamos estrellas más viejas¹¹.

Así, pues, aquí también encontramos lo que esperábamos.

6 Las oscilaciones acústicas de bariones

Consideremos un lago. Tirémosle piedras. Aparecen círculos en al agua que se van agrandando. Al cabo de un rato, congelamos el agua. Se obtiene una superficie salpicada de círculos, por ejemplo de 10 metros de diámetro.

Ahora pensemos en la probabilidad de encontrar dos picos en el agua, separados por 1 metro el uno del otro, por 2 metros, por 3 metros, por 5 metros, etc. Al darle unas vueltas, uno se da cuenta de que dicha probabilidad debería ser más alta para una distancia de 10 metros. ¿Por qué? Porque con todos los círculos de 10 metros de diámetro que salpican la superficie del lago, tenemos muchas protuberancias alejadas 10 metros las unas de las otras, y menos separadas por 5 o 15 metros.

¿Qué relación tiene esto con el Big Bang? Veamos.

Antes de que se emitiera la RFM, el universo era una “sopa” o plasma caliente de luz y materia. Como ya vimos, había grumos en esta sopa. Estos bultos emitieron ondas concéntricas, comparables a las del lago. Cuando la luz se libró de la materia, estas ondas se congelaron (por razones técnicas en las que no voy a entrar). Y entonces el universo siguió creciendo, y las galaxias se formaron alrededor del exceso de materia primordial (véase el párrafo anterior). Esta imagen, donde los puntos no son estrellas sino galaxias, muestra más o menos la situación:

Se puede calcular el diámetro que debían tener estos “círculos” en el momento de la disociación materia/luz de la cual nació la RFM. También se puede calcular cómo todo esto ha tenido que cambiar con la expansión del universo. De modo que si hoy medimos la probabilidad de encontrar dos galaxias que disten entre sí “x” años luz, deberíamos encontrar un pico en una distancia concreta, al igual que nos pasó con el lago.

En los años 2000, Daniel Eisenstein y sus colaboradores midieron esta misma probabilidad, a partir de las posiciones de 46 748 galaxias¹². La teoría predecía un pico alrededor de 150 mega-parsecs, es decir, unos 490 millones de años luz. Aquí está la curva del resultado de las mediciones:

7 El consenso y sus límites

Vemos, pues, que la teoría de Big Bang está respaldada por muchas observaciones. La observación de la expansión nos dice que en el pasado el universo pasó por una fase muy densa y caliente. La relatividad general respalda esta conclusión, y todas las comprobaciones de las consecuencias esperadas de dicha fase inicial caliente y densa, así como de la posterior expansión son concluyentes. Radiación de fondo de microondas, nucleosíntesis, complejidad creciente de las estructuras astronómicas, contenido creciente en el universo de elementos pesados, pico de las oscilaciones acústicas de bariones…, todo cuadra. Y podría añadir, por ejemplo, la medida de la temperatura de la RFM en otras épocas, medidas que de nuevo cuadran con lo esperado¹³.

Un detalle importante: como se explicó aquí anteriormente, nadie puede decir nada acerca del “tiempo cero”¹⁴. Ni siquiera se sabe si la expresión tiene sentido. Es como si viéramos una pelota que cayera de un orificio del techo. Al pasar la película hacia atrás, vemos la pelota entrar en el orificio. Pero como no vemos el interior de orificio, no sabemos lo que hizo la pelota antes de salir del mismo.

Del mismo modo, vemos el universo en expansión. Mediante las leyes que conocemos, podemos rebobinar la película. Eso nos dice que hubo, en el pasado, un “tiempo cero”, cuando la densidad del universo era infinita. Este “infinita” es, por supuesto, un signo de que nuestras leyes no funcionan hasta este tiempo cero. Al pasar la película hacia atrás, ¿a partir de qué instante vemos que las leyes que tenemos dejan de ser validas? Respuesta: 10^-43 segundos. Es decir 0,0 ... 42 ceros ... 1 segundos. No es mucho, pero no es 0. El orificio oscuro en el techo nos impide ver lo que pasó anteriormente. Es lo que algunos llaman el “Muro de Planck”. Y a estos 10^-43 s, el “tiempo de Planck”.

Dicho esto, podríamos resumir el escenario del Big Bang de la siguiente forma:

Hace aproximadamente 14.000 millones de años, el universo salió de una etapa tan densa y caliente que incluso protones y neutrones no estaban formados. Desde entonces, se expande y se enfría.

¿Cuál es el consenso entre cosmólogos sobre esto? Aproximadamente del 100% (véase un artículo más detallado sobre este tema en esta web). Unos cuantos datos para respaldar esta afirmación:

- En esta conferencia, Neil Turok, experto mundial en el tema, ex profesor de las universidades de Cambridge y Princeton, y ahora director del Perimeter Institute, cerca de Toronto, declara en el minuto 5: “No hay casi nadie trabajando en cosmología que no crea que esto es básicamente correcto”¹⁵.

- Otro especialista en la cuestión, Burt Ovrut, declara abiertamente en esta entrevista: “Yo diría que el consenso es del 100%, de verdad. ¿Pruebas obvias? Todas las predicciones son ciertas”.

- A nivel personal, sumo un año investigando en el departamento de Astrofísica de la Universidad de Harvard y 10 años investigando con astrofísicos. Nunca he oído a nadie descalificar las grandes líneas del escenario del Big Bang.

¿Hay debate científico acerca de lo sucedido “antes” del Big Bang? Completamente. ¿Debate incluso sobre los primeros momentos (inflación, etc.)? Por supuesto. ¿Quedan cuestiones pendientes? Evidentemente. Todavía no se sabe que son la energía oscura y la materia oscura¹⁶. Ni por qué hoy en día hay más materia que antimateria¹⁷. Pero ninguna de las respuestas a estas preguntas podría cuestionar las líneas generales del Big Bang, al igual que el descubrimiento de las fuentes del Nilo no cambió la localización de Alejandría.

Finalmente, por mucho que lo digan algunos ateos, poder contar así la historia del universo no tiene nada que ver con respaldar el ateísmo. De lo contrario, habría que admitir que la rotación de la tierra niega la existencia de Dios, ya que la Biblia le atribuye el amanecer (Mt. 5:45). Además, muchos cosmólogos han sido y son cristianos, empezando por Lemaître.

Nos queda maravillarnos ante la belleza de la historia de nuestro universo, cosa que a mí me gusta bastante.

Notas

1^ Se necesita una temperatura considerable para fusionar dos protones (la culpa la tiene la fuerza de Coulomb que se opone a la fusión). Por eso todavía no se ha conseguido producir energía a partir de la fusión nuclear, a pesar de más de 60 años de investigación.

2^ http://adsabs.harvard.edu/abs/2010ApJ...710L..67I

3^ Este tipo de mezcla se reproduce experimentalmente en el CERN: https://home.cern/about/physics/heavy-ions-and-quark-gluon-plasma.

4^ Es decir, menos de unos millones de grados. ¡Lo “frío” en física nuclear sigue siendo muy caliente! Esto es el gran problema de la fusión termonuclear controlada.

5^ Véase la nota 3.

6^ http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1309.0047.

7^ Véase un balance reciente del conocimiento sobre este tema aquí: http://adsabs.harvard.edu/abs/2011ARNPS..61...47F.

8^ Las fluctuaciones del RFM son del orden de 1 por 100.000. Dicho de otro modo, hace falta amplificarla 100.000 veces para percibirlas.

9^ Véase por ejemplo la figura 16 de este artículo http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0607306.

10^ http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1011.1837.

11^ Véase por ejemplo http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0604568.

12^ http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0501171. Otros estudios han confirmado el hallazgo desde entonces.

13^ Véase http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0012222 o

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:1012.3164.

14^ El teorema “Borde-Guth-Vilenkin” a menudo citado para afirmar que el universo tuvo un comienzo, considera un modelo de universo clásico, es decir no cuántico. Pero sabemos que nuestro universo es cuántico.

15^ “There is almost no one working in cosmology who does not believe that this is basically correct.”

16^ Al contrario de lo que a menudo se escucha, esto no son invenciones ad hoc para salvar el Big Bang. Su existencia también se deduce de contextos astrofísicos que no tienen relación con el Big Bang, y los retratos robots que surgen de los mismos son muy consistentes. Pero eso sería otro artículo.

17^ Los neutrinos del Premio Nobel 2015 proporcionan unas pistas.