El Modelo Estándar Cosmológico

Abriremos este artículo, cuyo propósito no es otro que servir de introducción al Modelo Cosmológico de referencia, actualmente aceptado en líneas generales por la comunidad científica, con la pregunta ¿qué es la Cosmología Física?. Según la Wikipedia “La Cosmología Física, es la rama de la astrofísica, que estudia la estructura a gran escala y la dinámica del Universo. En particular, trata de responder las preguntas acerca del origen, la evolución y el destino del Universo”. Véase que hemos dicho Cosmología “Física”, y no simplemente Cosmología, dado que estamos interesados en dilucidar este concepto desde la visión de la Física, separándolo de las concepciones conocidas como Cosmología Religiosa y Cosmología Filosófica.

Historia de la Cosmología Física

En este apartado, veremos fugazmente (aunque después de leerlo, no todos estarán de acuerdo conmigo en lo de “fugazmente”) como se forjó esta rama de la astrofísica, repasando sus principales actores e hitos que llevaron al actual Modelo Cosmológico.

Cabe aclarar que si no se está interesado en el desarrollo histórico del mismo, bien puede saltearse todo este capítulo e ir directamente al titulado “El Modelo Lambda-CDM”. También es importante que se entienda que el objeto de la presente sección es histórica, por lo que muchos términos técnicos introducidos, no serán explicados para no extenderse en demasía, y serán retomados con mayor detalle de ser necesario cuando se expongan las bases del Modelo Cosmológico Estándar.

Dividiremos la misma en dos apartados: las concepciones cosmológicas anteriores al 1900 y las posteriores, que es donde realmente nace la Cosmología Física tal como la conocemos actualmente.

Ideas, ideas, ideas...

La Cosmología “a secas”, es decir el tratar de entender el Universo, su origen y evolución, más allá del fundamento de sus respuestas, nace con el hombre mismo. Así tenemos que cada cultura que alcanzo cierto grado de madurez, ideó una concepción propia de “su” Universo, rodeada de mitos, leyendas y dioses. Podemos imaginar entonces, que las hubo de todos los colores y formatos, pero estas, no tenían bases empíricas, sino que eran producto de un primitivo intento de explicar aquellas preguntas que aun hoy seguimos haciéndonos, recurriendo principalmente a los dioses y a su “magia”.

Nosotros comenzaremos nuestra historia, a partir de aquellos pensadores, que idearon respuestas en base a la observación de la naturaleza e intentaron explicarla con modelos, ya fueren correctos o erróneos, que dieran cuenta de su funcionamiento.

Iniciaremos con Aristóteles (Siglo IV A.C.), uno de los grandes filósofos de la antigüedad, quien influenciado por su maestro Platón, instituye el sistema geocéntrico que perduraría cientos de años. En él, la Tierra es el centro del Universo, el Sol y demás planetas giran a su alrededor, confinados en un cielo con límites finitos. También fue el primero que argumentó con razones válidas de que nuestro planeta era esférico, una idea que ya había expuesto anteriormente Pitágoras.

Fig. 1 Fotomontaje Sistema Geocéntrico (astros y órbitas fuera de escala) - Créditos de la Imagen: CSEU - fotografías de Júpiter autor Joaquín Quiros Varela; Luna Luis del Castillo Rodriguez; resto NASA

Sobre aquella misma época, el astrónomo griego Heráclides del Ponto, reflexionó sobre la rotación de la Tierra sobre su eje en un período de 24 horas, y sostuvo además, que aunque esta era el centro del Universo, Mercurio y Venus deberían rotar alrededor del Sol y este, igual que el resto de los planetas, en torno a la Tierra. Sus ideas no tuvieron gran aceptación en su tiempo, aunque en algunos aspectos eran acertadas.

Aristarco de Samos (Siglo III A.C.), es el primero que tengamos noticias en proponer un sistema totalmente heliocéntrico, donde el Sol es quien ocupa el centro del Universo, y no la Tierra, la cual queda resignada al papel de simplemente otro planeta más orbitándole. Sin embargo, aunque siglos más tarde se aceptaría que este sistema está mucho más cerca a la realidad que el de Aristóteles, no se lograría imponer en ese entonces, probablemente a causa de la fama de este último.

Aristarco, intentó calcular mediante mediciones y trigonometría el tamaño del Sol y la Luna, y aunque sus resultados no fueron exactos debido a la falta de precisión de los instrumentos de medición disponibles, sus cálculos eran correctos. Demostró que la Luna es menor que nuestro planeta y el Sol varias veces mayor (aunque se quedo bastante corto), de allí su idea de entronizarlo como el centro del Universo.

El gran astrónomo griego Hiparco, logra medir exitosamente, con un margen de error aceptable para la época la distancia que separa a la Tierra de la Luna. Esto empieza a dar dimensión de las distancias “en los cielos”. También desarrolla un sistema geocéntrico en base a detallados cálculos matemáticos.

Claudio Ptolomeo (Siglo II), da una nueva vuelta de tuerca a la concepción del Universo de Aristóteles y Platón. Con un espíritu empirista, concibe un sistema geocéntrico utilizando la gran cantidad de datos existentes sobre la observación del movimiento de los planetas, basado en la geometría que permitía calcular las posiciones pasadas y futuras de los mismos. Este sería el Modelo Estándar de ese entonces, perdurando más de un milenio en vigencia, con amplia aceptación por parte de los astrónomos europeos e islámicos.

Aunque algunos astrónomos de la antigüedad, volverían a proponer el sistema heliocéntrico entre los Siglos VI y IX, como por ejemplo el primer gran astrónomo y matemático indio Aryabhata y el no menos importante matemático, astrónomo y astrólogo persa Albumasar, habría que esperar hasta Nicolás Copérnico en el Siglo XVI para que este fuera aceptado.

El carácter finito o infinito del espacio y el tiempo en el Universo, también fueron nociones discutidas por los filósofos de la antigüedad. Un Universo sin principio ni fin, infinito temporalmente era el aceptado en la Antigua Grecia, concepción que llegaría como predilecta casi hasta nuestros tiempos. Sin embargo, no todos estaban de acuerdo a la misma, es el caso del teólogo bizantino Juan Filópono (Siglo VI) quien propone que el tiempo en el Universo es finito o los filósofos Al-Kindi (árabe), Saadia Gaon (judío) y Al-Ghazali (persa) quienes entre los Siglos IX y XII insisten en un Universo que tiene un pasado finito y desarrollan argumentos lógicos contra la noción de un pasado infinito, concepción que será heredada más adelante por Immanuel Kant.

En el Siglo XIII, el matemático persa Sharaf al-Din al-Tusi sería quien pondría en evidencia empíricamente la rotación de la Tierra sobre su eje.

Un enorme paso hacia el heliocentrismo fue dado cuando el astrónomo danés Tycho Brahe propone en el Siglo XVI un sistema donde, aunque la Tierra aun conserva su posición como centro del Universo, los planetas orbitan alrededor del Sol y este a su vez en torno a la primera.

La publicación en 1543 del libro “De Revolutionibus Orbium Coelestium” (Sobre el movimiento de las esferas celestiales) por parte de Nicolás Copérnico, sustentado en cálculos matemáticos que simplificaban el ya muy complejo sistema de epiciclos, ecuantes y deferentes del geocentrismo ptolomeico, marca el principio del fin al reino de la Tierra como centro del Universo. Este escrito sería incluido en la lista de libros prohibidos por la Iglesia Católica hasta 1835 por sus ideas “heréticas”.

Fig. 2 Fotomontaje Sistema Heliocéntrico (astros y órbitas fuera de escala) - Créditos de la Imagen: CSEU - fotografías de Júpiter y Saturno autor Joaquín Quiros Varela; resto NASA

Nace así la “Revolución Científica”, un hito no solo en la astronomía sino en el saber general. La caída del sistema geocéntrico, apoyado por la Biblia y los filósofos de la Antigua Grecia, pone en duda la “sabiduría antigua” y abre las puertas a una nueva búsqueda científica del conocimiento.

Un nuevo paso en dicha dirección es dado por Thomas Digges, al modificar el sistema copernicano en 1576, eliminando su límite exterior y reemplazando el borde por un espacio sin acotar lleno de estrellas.

Giordano Bruno, sería el primer “martir” de esta Revolución, al ganarse su ejecución por parte de la Santa Inquisición por tener el atrevimiento de proponer una Cosmología no jerárquica, donde el Sistema Solar copernicano no es el centro del Universo, sino más bien, un sistema de estrellas relativamente insignificante, entre una multitud infinita de otros.

Ya no hay vuelta atrás, Johannes Kepler (1571-1630) formula las conocidas Tres Leyes de Kepler, que explican el movimiento de los planetas. La observación de la supernova SN 1604, le lleva a escribir su obra “De Stella nova in pede Serpentarii” (La nueva estrella en el pie de Ophiuchus) en la que pone de manifiesto que la esfera inmutable de las estrellas no existe, el Universo no es estático y está sometido a importantes cambios.

Galileo Galilei (1564-1642) se suma a la partida en pos del heliocentrismo, el perfeccionamiento del telescopio, y su uso por primera vez para escudriñar el firmamento, abre las puertas a la astronomía observacional moderna. Su genio y sus aportes a la Revolución Científica llevó a que se le conociera históricamente acompañado de frases como: el "padre de la astronomía moderna", el "padre de la física moderna" o el "padre de la ciencia". La publicación de “Siderius Nuncius” (El mensajero de las estrellas), resultado de sus primeras observaciones astronómicas, y su defensa en base a datos obtenidos con su telescopio de que Júpiter y sus cuatro satélites (los descubiertos por él) parecen ser un modelo en pequeño del Sistema Solar, lo que fue un fuerte revés a la teoría geocéntrica, como así también su descubrimiento de las fases de Venus, solamente de fácil explicación en el sistema heliocéntrico. Estos aportes lo ponen en clara línea de colisión con el pensamiento de la Iglesia Católica.

La mencionada prohibición por parte de esta Institución de las ideas de Copérnico, y la publicación en 1632 de su escandalosa obra “Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo” (Diálogo sobre los principales sistemas del mundo), terminan, como parecía inevitable, con el juicio por parte de la Santa Inquisición, en la que Galileo debe ceder en sus ideas, se lo condena a reclusión perpetua (pena que inmediatamente le sería modificada) y su obra es prohibida.

Sir Isaac Newton (1643-1727) nace un año después de la muerte de Galileo Galilei, y se establece como uno de los mayores exponentes de la Revolución Científica, al formular matemáticamente la ley de gravitación universal y establecer las bases de la Mecánica Clásica mediante las leyes que llevan su nombre.

Surge por ese entonces, la que más tarde se conocería como la “Paradoja de Olbers” (por ser ampliamente difundida en 1826 por Heinrich Olbers), basada en la sencilla y aparentemente “inocente” pregunta de ¿porque el cielo es negro en las noches?, concebida original e individualmente por Edmund Halley, Jean-Philippe Loys de Chéseaux y Johannes Kepler, la cual pone en un grave aprieto a la concepción de un Universo estático e infinito.

La misma pienso merece su propio párrafo, ya que con ella se gesta un interrogante cuya completa resolución reside en los albores del actual Modelo Cosmológico Estándar.

¿Porque el cielo es negro en las noches...? Si suponemos, como era la acepción de la época, que el Universo es infinito, y que además contiene un número infinito de estrellas luminosas distribuidas uniformemente, entonces cada punto del cielo debería terminar indefectiblemente en la superficie de una estrella. El brillo observado de la superficie es independiente de la distancia a la que esté, dado a que el área aparente de una estrella disminuye con el cuadrado de la distancia pero el número de estrellas esperado aumenta con el cuadrado de la misma. Así, cada punto en el cielo debería ser tan brillante como la superficie de una estrella. En conclusión: un Universo infinito espacial y temporalmente, debería tener un cielo tan brillante como el Sol, lo cual podemos verificar que afortunadamente (nos cocinaríamos ante tal cielo, o mejor dicho tal infierno) no es cierto. Dejaremos la solución a esta aparente paradoja para más adelante.

Para ir cerrando esta primera mitad de la historia, mencionaremos como curiosidad que sería Erasmus Darwin, abuelo de Charles Darwin, quien al escribir su poema “The Economy of Vegetation” (1791) por primera vez menciona en tiempos modernos, la descripción de un Universo cíclico en expansión y contracción.

Finalmente sería el reconocido periodista y autor estadounidense Edgar Allan Poe, famoso por sus relatos cortos, quien ofreciera en 1848 la solución a la Paradoja de Olbers en su ensayo titulado "Eureka", en el también sugiere la expansión y colapso del Universo.

El génesis de la Cosmología Física

A finales del Siglo XIX, principios del Siglo XX, los físicos creían tener una visión prácticamente completa de las leyes que gobiernan la naturaleza, salvo por algunas pequeñas lagunas y detalles. Sin embargo, era solo la calma que predecía a una nueva tormenta intelectual, la segunda revolución de la física... Dos grandes nuevas Teorías, la Relatividad y la Cuántica, serían las responsables de agitar las aguas del conocimiento y batir con sus olas algunos de los pilares hasta entonces sacrosantos de la física.

El físico alemán Albert Einstein, se mostraría entonces como uno de los principales abanderados de esta segunda revolución. El experimento Michelson-Morley (1887), conjuntamente con los trabajos del irlandés George Francis FitzGerald (1892) y del holandés Hendrik Antoon Lorentz (1895) serían importantes precedentes a su trabajo. Pero fue su Teoría de la Relatividad Especial (1905) la que finalmente trajo luz a la cuestión e implicó la caída de los conceptos de espacio y tiempo absolutos. La aceptación de la velocidad de la luz como una constante en el vacío y la inexistencia de un sistema de referencia inercial privilegiado, traen aparejado como consecuencias, el concepto de un tiempo-espacio maleable e inseparable, donde la longitud, el tiempo y la masa de un cuerpo dependen del sistema desde el cual son medidos. También conllevan a una relación indisoluble entre masa y energía, que demuestra que ambas son caras de una misma moneda.

Fig. 3 Albert Einstein - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Como si no le hubiera bastado con demostrar que ha velocidades cercanas a la de la luz, el universo puede parecer muy diferente a como lo experimentamos diariamente, entre 1915 y 1916 publicaría su Teoría de la Relatividad General, básicamente una teoría del campo gravitatorio y de los sistemas de referencia generales. Esta reemplazaría la Teoría de la Gravitación de Newton; la gravedad dejaría entonces de ser considerada una fuerza de atracción, para convertirse en una curvatura del espacio-tiempo. Cabe aclarar, que la Teoría de Newton es matemáticamente una buena aproximación a la realidad en sistemas donde los campos gravitatorios no son muy intensos, y por ser mucho más sencilla de resolver, aun está en amplia vigencia como herramienta.

Podemos decir que la Teoría de la Relatividad General es la piedra basal del génesis de la Cosmología Física.

Sería el propio Einstein quien ofrecería en aquella época el primer modelo matemático conocido como Universo Estático. En el mismo incluía a sus ecuaciones relativistas originales un nuevo término llamado Constante Cosmológica, que se manifestaba como una fuerza repulsiva que emparejábase con la atracción de la gravedad manteniéndo a dicho universo en equilibrio, ajustándose así a las ideas preconcebidas en ese tiempo. También introduce la hipótesis, de que el Universo a gran escala (unos cientos de megapársecs) es isótropo y homogéneo, idea esta conocida como Principio Cosmológico. Hay que pensar que por ese entonces todo el Universo conocido se reducía prácticamente a nuestra galaxia, la Vía Láctea, y los científicos aun no se ponían de acuerdo si las nebulosas que apreciaban en sus telescopios estaban dentro de esta o eran otros “Universos islas”, por lo que el Principio Cosmológico era una hipótesis bastante arriesgada.

Pero las ecuaciones de la Relatividad General no presentan una sola posible solución, sino por el contrario, múltiples de ellas. El mismo año que Einstein agregaba su Constante Cosmológica (1917), llegaría de la mano del astrónomo holandés Willem de Sitter otra solución, conocida como Universo de De Sitter, con una Constante Cosmológica positiva y carente de materia (espacio vacío) que se caracterizaba por estar en expansión. Sin embargo, en ese momento no ganó relevancia, debido a la falta de pruebas de un cosmos con esas características.

En 1920 se lleva a cabo una reunión en la Academia Nacional de Ciencias en Washington donde los astrónomos Heber Curtis (Observatorio Lick) y Harlow Shapley (Monte Wilson) exponen posturas opuestas en dos charlas respecto a la Escala del Universo. El primero argumentaba que las nebulosas espirales eran galaxias externas a la nuestra, mientras que el segundo, formaciones dentro de la misma. Más tarde, esta se conocería como “El Gran Debate”, aunque en realidad dicho debate nunca existió.

Pocos años después el famoso astrónomo Edwing Hubble, zanjaría definitivamente esta cuestión al demostrar, utilizando estrellas variables Cefeidas para estimar la distancia, que las formaciones espirales eran realmente otras galaxias similares a la nuestra, dándole una nueva dimensión al Universo conocido.

Fig. 4 Edwing Hubble - Créditos de la Imagen: Wikipedia

En 1922, el científico ruso Alexander Friedmann aporta una nueva solución a las ecuaciones de la Relatividad General donde el Universo se expande. Continúa trabajando en búsqueda de nuevas soluciones posibles, y en 1924, una año antes de su muerte, pública un artículo en una reconocida revista alemana de física donde estudiaba tres modelos de universo como soluciones cosmológicas a las ecuaciones de Einstein, correspondientes a universos con curvatura positiva, cero y negativa.

En 1927, Georges Lemaitre, un sacerdote católico y astrofísico belga, consigue independiente una solución similar a la de Friedmann (la cual no conocía), donde se describe un Universo de masa constante que se encuentra en expansión. Aunque apareció en esa fecha publicado en un periódico científico belga, al igual que el trabajo de Friedmann pasaría inicialmente desapercibido.

Edwing Hubble, nuevamente sería protagonista de esta historia, al proporcionar evidencia observacional de que el Universo realmente está en expansión, estableciendo una relación lineal entre la distancia y el corrimiento al rojo de las galaxias espirales (efecto Doppler) que ya había sido observado por el astrónomo Vesto Slipher (1909). Contó con la colaboración del astrónomo norteamericano Milton Lasalle Humason, con quien trabajaba en el Observatorio Monte Wilson. Esta relación se conoce como Ley de Hubble, mientras que al coeficiente de proporcionalidad se le denomina Constante de Hubble, siendo este de gran importancia en Cosmología.

Einstein, al conocer estos resultados, se refirió a su Constante Cosmológica, como “el mayor error de mi carrera”, retractándose y retirándola de las ecuaciones de la Relatividad General. Sin embargo, en la actualidad se considera, que quizás no estuviere “tan equivocado” como el suponía. En 1931 viajaría al Observatorio Monte Wilson con el objeto de agradecer personalmente a Edwing Hubble por su aporte a la Cosmología Moderna.

En 1930 se llevaría a cabo una reunión en la Royal Astronomical Society en Londres, donde Sir Arthur Stanley Eddington y Willem de Sitter declaran que aun no había sido obtenida ninguna solución a las ecuaciones de la Relatividad General que se ajustara a las observaciones. Georges Lemaitre, al leer esta noticia, escribe una carta a Eddington aportándole datos de su anterior artículo. Eddington, De Sitter e incluso Einstein apoyan esta solución, ganando gran trascendencia.

Sin embargo, sería en 1931 cuando un nuevo salto conceptual sería introducido por Lemaitre, al proponer que si actualmente el Universo se expande, antes debió estar confinado a un espacio más pequeño, y siguiendo esta linea de pensamiento llega a la conclusión de que el Universo entero pudo tener un inicio (principio en el tiempo), haber nacido de una gran explosión de un “átomo primigenio” donde se encontraba condensada toda su masa. Esta idea era demasiado “atrevida” para la época y le granjeó muchos detractores, incluido su antiguo defensor Eddington.

Fig. 5 Georges Lemaitre - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Anteriormente alegamos que dos Teorías revolucionaron por segunda vez la física, la Relatividad, de la que hemos estado viendo las implicaciones históricas hasta aquí, y la Cuántica.

Hacer un desarrollo de los eventos históricos de la Teoría Cuántica, implicaría agregar una buena cantidad de párrafos más a este artículo, así que nos resignaremos a explicar muy superficialmente sus consecuencias en los conceptos de la Física y sus implicaciones en la Cosmología Física.

Como reseñamos anteriormente, el experimento Michelson-Morley era unas de esas “lagunas” que la física clásica aun no podía explicar en el 1900, cuya interpretación correcta supuso finalmente un cambio drástico en la visión que teníamos de las leyes de la naturaleza. La otra “laguna” resultaba ser “El problema de la radiación de un cuerpo”, cuya solución implicó el desarrollo de toda una nueva concepción de las leyes de la física que gobiernan la realidad a muy pequeña escala. Las mismos se conocerían bajo el nombre de Física Cuántica y daría por tierra la idea de un Universo determinista, cuyo funcionamiento era análogo a un preciso y gran reloj mecánico, para dar paso a un extraño mundo basado en conceptos como la dualidad partícula-onda, el principio de incertidumbre y los cuantos. En base a estas reglas, los físicos comenzaron a desarrollar lo que se conocería como la Teoría Estándar de Partículas. Pero ¿que tiene que ver todo esto con la Cosmología Física, si estamos hablando de las leyes que gobiernan al mundo a escalas subatómicas con lo enorme que es el Universo...?, pues mucho, ya que era exactamente la teoría que necesitaban Lemaitre y el resto de sus colegas para poder comenzar a estudiar los inicios del Universo, cuando era muy pequeño y caliente, y eran estas dichas leyes las que lo gobernaban todo.

Prosigamos entonces con la historia, 1948 sería un año con algunos hitos importantes, los físicos Ralph Alpher y George Gamow escriben un artículo donde explican la síntesis de elementos (hidrógeno y helio) en el comienzo de un Universo que se expande y enfría rápidamente, acorde a la hipótesis de Lemaitre, debido a la captura rápida de neutrones. Gamow, predice además, la existencia de un fondo de radiación electromagnética (microondas) que impregnaría todo el Universo en expansión y sería un remanente de su origen, cuya detección (o no) permitiría poner a prueba las ideas de Lemaitre.

Pero los detractores de dichas ideas, no se darían por vencidos tan fácilmente, así ese mismo año nace la Teoría del Estado Estacionario cuyos autores serían el físico Hermann Bondi y los astrofísicos Thomas Gold y Sir Fred Hoyle. Este último, acuñaría dos años después el célebre término “Big Bang” para referirse burlonamente a la teoría de Lemaitre. Paradojicamente, el nombre trascendió la burla para convertirse en la denominación con la que hoy en día se conoce a la misma.

En 1961 el físico experimental Robert H. Dicke argumenta que la vida tal como la conocemos solo pudo desarrollarse si la fuerza de la gravedad se mantiene dentro de ciertos límites, dado que solo en esos caso las estrellas pueden llevar a cabo su proceso. Esto se conocería como el Principio antrópico débil.

En 1965 los astrónomos de los Laboratorios de la Bell Telephone Arno Allan Penzias y Robert Woodrow Wilson descubren casualmente, en un intento de calibrar una antena para radioastronomía, una radiación de microondas que correspondía a la que emitiría un cuerpo a unos 2,7º K que bañaba todo el firmamento. Sin saberlo habían dado con el fondo de radiación predicho por Gamow, lo que les valdría un premio Nobel en el futuro. El “Big Bang” gana su primera evidencia experimental.

Confirmada este Teoría, podemos volver a la resolución de la Paradoja de Olbers, si el Universo no es infinito temporalmente, sino que ha tenido un comienzo, entonces solo una cantidad finita de estrellas han alcanzado el tiempo necesario para que su luz llegue hasta nosotros, lo que pone fin a la paradoja. También la expansión del Universo estaría acarreando un corrimiento hacia el rojo de la luz de las estrellas más lejanas a la Tierra, resultando en una disminución de su intensidad. Como vemos, la Paradoja es solo aparente, debido a que es errónea la premisa de un Universo sin comienzo temporal, idea prevaleciente en el momento que se formula la misma.

En el año 1968, el físico australiano Brandon Carter da una nueva vuelta de rosca a las especulaciones de Dicke, llegando a la conclusión de que las constantes fundamentales de la naturaleza tienen que estar dentro de un rango restringido para que la vida surja, lo que pasa a conocerse como el Principio antrópico fuerte.

En 1973 el físico estadounidense Edward P. Tryon propone que el Universo puede ser una fluctuación del vacío de la mecánica cuántica a gran escala donde la masa-energía positiva es balanceada por la energía potencial gravitacional negativa.

Así como en 1966 Philip James Edwin Peebles demuestra que la teoría del Big Bang caliente predice la abundancia correcta de Helio, en 1974 Robert Wagoner, William Fowler y Fred Hoyle, ¡si el mismo!, lo hacen respecto al deuterio y el litio.

Dos problemas no resueltos respectos al Big Bang que databan de 1969, conocidos como “Problema del Horizonte”, postulado por Charles Misner, y “Problema de la monotonía”, postulado por Robert H. Dicke, son reinterpretados por el cosmólogo Alan Guth en 1981 quien propone como solución la teoría del Big Bang inflacionario, basada en los cálculos de los rusos Viacheslav Mukhanov y G. Chibisov quienes demostraron que fluctuaciones cuánticas podrían conducir a dicho Universo.

El resto de la historia son confirmaciones y datos complementarios que ratifican este Modelo.

En 1990 el satélite COBE (Cosmic Background Explorer) de la NASA confirma la isotropía de la radiación del fondo de microondas, con una precisión sin precedentes hasta ese momento. Mediciones terrestres llevadas a cabo ese mismo año, determinan que el Universo es geométricamente plano. Los dos vuelos en globos del experimento BOOMERanG (Balloon Observations Of Millimetric Extragalactic Radiation ANd Geophisics) en 1998 y 2003 proporcionan mediciones de muy pequeñas oscilaciones en el espectro de anisotropía angular, justo como se esperaba en el Modelo para la formación de estructuras (por ejemplo galaxias).

En 1998 los astrónomos Adam Riess y Saul Perlmutter, encuentran indicios de una Constante Cosmológica no nula, sí esa que el mismísimo Einstein había considerado “el mayor error de su carrera”. Otras mediciones parecen confirmar este hecho, el Universo no solo se expande, sino que se acelera.

Entre 2002 y 2003 el Proyecto CBI (Cosmic Background Imager) emplazado en los Andes - Chile y la sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) de la NASA generan un mapa sin precedentes por su resolución del fondo de microondas, que indica que el Universo podría tener unos 13.730.000.000 de años de edad y confirman el Modelo Lambda-CDM y la inflación cósmica como correctos.

Este viaje por la historia de la Cosmología nos ha permitido hacernos una idea de cuanto camino ha tenido que recorrer nuestra humanidad para llegar al actual Modelo Cosmológico. Hemos pasado de ser el “centro del Universo”, a un simple planeta que gira en un sistema estelar que se presume de lo más común, en una galaxia tipo, entre millones de ellas de las existentes solamente dentro del Universo observable.

Nos deja una moraleja de humildad, recordándonos que todavía hay mucho por descubrir, y que el actual Modelo de seguro deberá ser en muchos aspectos revisado y reajustado en el futuro.

El Modelo Lambda-CDM

El Modelo Cosmológico Estándar, es también conocido con el críptico nombre de Lambda-CDM, abreviatura del inglés de Lambda-Cold Dark Matter, siendo el modelo más simple y elegante que se ajusta a las observaciones y datos experimentales.

A continuación describiremos sus bases, sin apartarnos de la idea original de este artículo, servir solo como “introducción” al mismo, dejándose un tratamiento exhaustivo de los distintos apartados para otros posibles escritos.

Big Bang

La Teoría del Big Bang, o de la Gran Explosión, explica el origen del Universo a partir de una singularidad primigenia acaecida hace unos 13.730.000.000 de años, en la cual habría surgido el espacio-tiempo y la energía (parte de la cual se “solidificaría” como materia) que lo conforman. Esta singularidad se habría expandido rápidamente, pasando por un sucesión de etapas que finalmente derivaron en el Universo observable actualmente.

Para arribar a dichas conclusiones, esta Teoría se basa en las premisas de que la leyes de la Física son universales, es decir que son las mismas para cualquier lugar y tiempo del Cosmos, y en el Principio Cosmológico, explicado con más detalle posteriormente, pero que básicamente implica que a grandes escalas el Universo es isótropo y homogéneo.

La veracidad de estas premisas es muy importante, dado que la actual expansión del Universo, deducida observacionalmente, es explicada a la luz de la Métrica de Friedman-Lemaitre-Robertson-Walker (Modelo FLRW), un conjunto de soluciones de las ecuaciones de la Relatividad General, la cual describe un Cosmos en expansión o contracción, homogéneo e isótropo. Sin embargo, a la fecha no hay de que preocuparse ya que ambas, Invariabilidad de las Leyes Físicas y Principio Cosmológico, han sido verificadas hasta un margen de error de 5 decimales.

A continuación ofreceremos una cronología de las etapas que se desarrollaron desde el primer instante de la singularidad a la fecha. Debemos aclarar, que según las fuentes bibliográficas que se utilicen, nombres y duraciones de estos períodos pueden variar (1), por otro lado, actualmente los científicos aun no han logrado una unificación satisfactoria de las Teorías de la Relatividad y Cuántica por lo que no se posee una herramienta matemática sólida que permita una descripción de los instantes más primigenios (entiéndase que nos estamos refiriendo solo a las primeras fracciones de segundo después de la singularidad). Dichos períodos son más bien especulativos, por lo que con seguridad seguirán reinterpretándose a medida que los Aceleradores de Partículas, observaciones, experimentos y Teorías Físicas de Unificación sigan aportando nuevas luces sobre el tema.

Fig. 6 Evolución temporal del Universo - Créditos de la Imagen: Wikipedia

(1) El Autor se ha basado principalmente en la Wikipedia, aunque ha consultado además múltiples libros y artículos para la confección del presente.

Cronología del Big Bang

A.- Universo muy primigenio

Singularidad primigenia (Tiempo 0): actualmente, todas las hipótesis del origen mismo de la singularidad son especulativas y no hay evidencias experimentales que apoyen particularmente a alguna en particular.

Era de Planck (Tiempo 0 a 10^–43 segundos): las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza (nuclear fuerte, nuclear débil, electromagnética y gravitatoria) estaban unificadas, es decir formaban una sola. No existían partículas elementales. No poseemos actualmente la Teoría Física Unificada que pueda dar datos precisos de esta Era, sin embargo, la Mecánica Cuántica indica que intervalos de tiempo o intervalos de longitud menores que el Tiempo y Longitud de Planck carecen de sentido.

Era de la Gran Unificación (Tiempo 10^–43 segundos a 10^–36 segundos): el Universo se expande y enfría, surge la primera separación de las fuerzas fundamentales. La gravedad se manifiesta separadamente a las otras tres. Se conoce como Gran Unificación, debido a que las Teorías Físicas que describen a las tres fuerzas como una (nuclear fuerte, nuclear débil y electromagnética) son conocidas como TGU o GUT por "Grand Unification Theory". El Universo era en ese entonces un caldo de partículas, antipartículas de altísima densidad, toda la masa de un cúmulo de galaxias hubiera cabido en el espacio que ocupa un átomo de hidrógeno.

Esta Era llega a su fin cuando la interacción nuclear fuerte se separa de la nuclear débil y la electromagnética.

Era Inflacionaria (Tiempo 10^–36 segundos a 10^–32): el Universo primitivo pasó por una fase de expansión exponencial. La causa de la misma se piensa reside, en que aunque la temperatura del mismo cayó lo suficiente para haber provocado la separación de la fuerza nuclear débil de la electromagnética, esto no ocurrió por lo rápido del enfriamiento, resultando en un estado inestable conocido como falso vacío. La Inflación, explica porque el Universo parece ser plano, isótropo y homogéneo, así como el origen de las estructuras a gran escala.

Al final la expansión se detuvo, dando lugar a un recalentamiento del Cosmos debido a la energía potencial restante.

Por último, se produjo la Bariogénesis, es decir una asimetría entre la cantidad de partículas y antipartículas creadas cuando parte de la energía del Universo se materializó en estas. Esta pequeña diferencia, por cada 10.000.000.000 de parejas de partícula-antipartícula, hubo 1 partícula de más que no tuvo antipartícula con quien aniquilarse y convertirse en radiación de fondo, fue la responsable de que la materia tal como la conocemos en el Universo pudiere existir. Como vemos, no somos más que “cenizas” de la Gran Explosión.

El Universo estaba dominado por la radiación, se forman los quarks, electrones y neutrinos.

Universo primigenio

Era Electrodébil (Tiempo 10^–36 segundos a 10^–12): como vemos en la escala de tiempo, esta Era se superpone con la Inflación, o lo que es lo mismo, la Inflación se produjo durante la Era Electrodébil. Finalmente la fuerza nuclear débil y la electromagnética se separan, lo que se conoce como ruptura espontánea de simetría electrodébil, y es entonces cuando las partículas fundamentales habrían adquirido su masa mediante el mecanismo de Higgs.

Era de los Quarks (Tiempo 10^–12 segundos a 10^–6): en este período las cuatro fuerzas elementales de la naturaleza ya se encuentran en sus formas actuales. El Universo aun tiene una temperatura tan alta que no permite la unión de los quarks formando hadrones.

Era de los Hadrones (Tiempo 10^–6 segundos a 1 segundo): el Universo sigue expandiéndose, y su temperatura decayendo. Cuando se enfría lo suficiente, el plasma de quarks-gluones comienza con la formación de hadrones, surgen entonces los protones y neutrones, conjuntamente a sus antipartículas.

Los neutrinos se desacoplan del resto de las partículas y comienzan a viajar libremente por el Universo. Si dispusiéramos de los detectores necesarios (los neutrinos son muy esquivos) podríamos captar un fondo cósmico remanente de ellos como el existente para los fotones.

Era de los Leptones (Tiempo 1 segundo a 10 segundos): la mayoría de los hadrones y anti-hadrones se han aniquilado al final de la Era de los Hadrones y ahora los leptones (electrones y similares) y anti-leptones dominan la masa del Universo. Al final de esta Era, la mayoría de los leptones y sus antipartículas se han aniquilado y dejan un pequeño residuo que serán los que lleguen a nuestros días.

Era de los Fotones (10 segundos a 300.000 años): luego de la Era de los Leptones la energía del Universo está dominada por los fotones. El Universo es tan energético que aun los fotones interactúan con los protones, electrones y núcleos atómicos. Pasarán 300.000 años antes que el Universo se haya enfriado lo suficiente para que los fotones puedan seguir su camino libremente, como ya lo han hecho los neutrinos.

Nucleosíntesis (1 segundos a 3 minutos): el proceso de formación de núcleos atómicos sucede durante la Era de los Leptones y primeros minutos de la Era de los Fotones. En este período los protones y neutrones se combinan formando núcleos de Hidrógeno, Helio y trazas de Litio. Debido a la expansión del Universo, luego de los 3 minutos la temperatura ya no es suficiente para seguir el proceso y se detiene. El resto de los núcleos atómicos necesitarían de las estrellas para formarse. Ahora el Universo es un plasma de núcleos atómicos, electrones, neutrinos y fotones.

Recombinación (300.000 años): el Universo ha seguido expandiéndose y la temperatura ha disminuido lo suficiente como para permitir que los núcleos atómicos se combinen con los electrones y formen los átomos. Finalmente los fotones se ven libres de seguir su camino, el Universo se torna transparente para ellos. Podemos ver el eco de esta Era en el Fondo Cósmico de Microondas.

C.- Formación de Estructuras

Reionización (150.000.000 a 1.000.000.000 años): minúsculas diferencias en la homogeneidad del Universo, provocaron que ciertas regiones del mismo comenzarán acumular más materia debido a la gravedad. Finalmente el colapso gravitacional enciende los primeros quasares, su radiación es tan intensa que reioniza las nubes de átomos que le rodean.

Primera generación estelar: una vez que las nubes estelares empezaron a colapsarse sobre si mismas debido a la gravedad y la interacción con la radiación de quasares surgieron las primeras estrellas. La generación de elementos atómicos más pesados en sus centros, y su posterior siembra en el Universo por parte de las explosiones de Super Novas, darían la oportunidad que homínidos como nosotros pudiéramos existir. Nuevas generaciones de estrellas seguirían alumbrando el Universo hasta la actualidad.

Formación de galaxias: la gravedad provoca que los volúmenes de materia se colapsen formando estructuras de mayor tamaño: las Galaxias.

Fig. 7 Galaxia Andrómeda (M31)- Créditos de la Imagen: Wikipedia

Formación de grupos, cúmulos y supercúmulos: finalmente, nuevamente la gravedad hace sentir su influencia, provocando que las galaxias se vean atrapadas por esta fuerza universal, formando grupos, cúmulos y supercúmulos. Incluso con el tiempo, muchas galaxias terminan fusionándose debido a la gravedad.

Así hemos llegado al presente: 13.700.000.000 de años después de la singularidad.

Principio Cosmológico

El Principio Cosmológico expresa que, a una escala del orden de cientos de megapársecs (1 megapársecs = 3.260.000 años luz), el Universo es isótropo y homogéneo.

Se llama isotropía a la cualidad que tiene el Universo (a esa escala), de que sin importar la dirección que observemos se muestra y mide con las mismas características; mientras que homogeneidad es la uniformidad en la distribución de sus propiedades. Estos términos pueden parecer sinónimos, pero no lo son.

La homogeneidad e isotropía del Universo nos indican que la Tierra no ocupa un lugar de preferencia en el mismo, por ende, lo que nosotros observamos y medimos desde aquí es válido para cualquier otro punto del Cosmos. Sumado esto, a la presunción (apoyada en la observación) de que las leyes de la física tienen validez universal, es lo que permite extrapolar las observaciones y estudiar el Universo como un todo, siendo estas las premisas basales de la Cosmología Física.

Materia Oscura

Se conoce como materia oscura, a la materia que no emite o refleja suficiente radiación electromagnética (léase luz, microondas, radio, etc.) para ser observada de manera directa mediante los actuales instrumentos disponibles (telescopios y radiotelescopios). Pero si no la podemos observar ¿por qué apelamos a su existencia?, los astrofísicos y cosmólogos acuden al concepto de materia oscura para explicar determinadas observaciones en la materia visible (estrellas, galaxias, fondo cósmico de microondas), que solo son posibles si existe una masa no visible, pero que hace sentir su presencia mediante sus efectos gravitacionales.

Alguien perspicaz, podría decir en este punto si esta no es una explicación “ad hoc” y la materia oscura solo existe en la imaginación humana (como lo que sucedió históricamente con el “eter”), a lo que solo resta responder que actualmente la comunidad científica en general cree en su existencia y se apoya en diversas pruebas relacionadas a sus efectos gravitacionales.

Los principales candidatos a la materia oscura son:

Materia oscura bariónica: compuesta por bariones (protones y neutrones). Por ejemplo, nubes de gas no luminosas, MACHOs (objetos compactos y masivos de los halos galácticos), planetas masivos y estrellas enanas marrones. Sin embargo, se sabe gracias a los cálculos de nucleosíntesis (ver Cronología del Big Bang e Historia de la Cosmología Física) que solo una porción muy limitada de la materia oscura puede ser de este tipo.

Materia oscura no-bariónica: esta a su vez se divide, dependiendo la velocidad a la que se mueven las partículas que la conforman, en tres sub-categorías: Caliente (velocidades cercanas a las de la luz) por ejemplo los distintos tipos de neutrinos; Templada (velocidades intermedias respecto a la de la luz) por ejemplo, gravitinos y fotinos; y por último, Fría (no se mueven a altas velocidades), por ejemplo axiones, WIMPs (Weak interactive massive particles o partículas masivas de interacción débil). Esta última categoría de materia exótica (no-barónica) es la categoría más aceptada al momento y forma parte del nombre de este apartado “Modelo Lambda-CDM” donde CDM, son las siglas de “Cold Dark Matter” (Materia Oscura Fría).

Ahora, ¿que importancia tiene la Materia Oscura en el Modelo Estándar Cosmológico?, pues mucha, ya que saber la cantidad de materia (visible y oscura) es un valor necesario a la hora de resolver las ecuaciones de la Relatividad General. Solo es posible en el actual Modelo explicar determinadas observaciones, como las anisotropías del fondo cósmico de microondas (pequeños grumos necesarios para que en el Cosmos se formaran luego estrellas, galaxias y otras estructuras) y las estructuras a gran escala del Universo, mediante la existencia de materia que aun no ha sido detectada (oscura).

Energía Oscura

Se conoce como Energía Oscura, a un hipotético tipo de energía que impregnaría todo el espacio, y que por sus características no ha sido detectada de forma directa, sino que al igual que la Materia Oscura, por sus efectos secundarios. La necesidad de este concepto surge a la hora de justificar aproximadamente un 70% de la masa del Universo que no sería ni materia visible, ni Materia Oscura, además de datos observacionales que parecen indicar que la aceleración de la expansión actualmente continúa en aumento, lo que podría explicarse si la Energía Oscura produjese una presión negativa (repulsión) que contrarrestara a la gravedad.

Entre las candidatas a la Energía Oscura, se encuentran la Constante Cosmológica, este término introducido por el físico Albert Einstein en sus ecuaciones de la Relatividad General, con el objeto de evitar el derrumbe gravitacional (Universo en contracción), la cual cumple con las características de la mencionada Energía Oscura, y por otro lado, campos escalares, campos dinámicos que varían la densidad de energía con el transcurso del tiempo (que es lo que la diferencia de la mencionada Constante).

Según el actual Modelo Cosmológico el Universo estaría formado por 5% de materia observable (estrellas, nubes de gas, galaxias, etc.), 25% Materia Oscura y el 70% restante Energía Oscura.

Geometría del Universo

Según la Relatividad General, el entramado espacio-tiempo es deformado a causa de la materia y la energía. Así, el Universo mismo debe responder a algún tipo de geometría en particular.

En Cosmología Física se estudia a la misma desde dos escalas espaciales diferentes, la Geometría Local (Universo observable) y la Geometría Global (todo el Universo).

Podríamos pensar que ambas escalas son similares, sin embargo no es así. Si tenemos en cuenta, que el Universo es temporalmente finito (tuvo un comienzo), y a eso le sumamos que necesitamos de algún tipo de partícula que transporte la información hasta nosotros, en este caso las ondas electromagnéticas (fotones, o simplemente luz, ya sea visible o no a nuestros ojos), para poder estudiar al Cosmos, y que esta también tiene una velocidad finita (velocidad de la luz en el vacío = 299.792.458 metros / segundo) entonces caemos en la cuenta de que solo podemos observar (si contamos con la potencia necesaria en los telescopios) un área limitada del Universo (recordemos que en la Paradoja de Olbers, esta era la causa de porque la luz de ciertas estrellas no habían logrado aun llegar a nuestros ojos).

Sin entrar en grandes detalles, debido al tenor del artículo, explicaremos a continuación básicamente las posibilidades existentes.

ADVERTENCIA: intentar imaginar tridimensionalmente la forma del Universo puede acarrear fuertes jaquecas y muy pobres resultados.

Según la Relatividad General, la curvatura del entramado espacio-tiempo depende de la densidad de energía (la materia puede considerarse un tipo particular de energía). Si llamamos densidad promedio a la densidad de energía realmente existente en el Universo, y densidad crítica a la cantidad necesaria para que el Universo a grandes escalas sea plano, al efectuar el cociente entre ambas (densidad promedio / densidad crítica) obtenemos lo que los cosmólogos llaman el parámetro de densidad Omega. Este es muy importante si deseamos saber la geometría del Cosmos.

Fig. 8 Modelos de curvaturas del Universo - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Si su valor es 1 (el valor de la densidad promedio es igual al de la densidad crítica), entonces el Universo tiene una Geometría Euclideana, y se dice que es “PLANO”. La atracción de la gravedad no es capaz de detener la expansión del Universo, pero la va frenando, haciéndola cada vez más lenta. Este Universo es infinito temporal (tiene un comienzo, pero no un fin) y espacialmente (no tiene límites).

Si el valor de Omega es menor que 1 (el valor de la densidad promedio es menor que la densidad crítica) el Universo tiene una Geometría Hiperbólica, y se dice que es “ABIERTO”. En este Universo la expansión continúa, la Energía Oscura causa que esta se acelere, a diferencia del caso anterior. Por el resto, también es infinito temporal y espacialmente.

Por último, si Omega es mayor que 1 (el valor de la densidad promedio es mayor que la densidad crítica) el Cosmos posee una Geometría Esférica, y se lo denomina “CERRADO”. Aquí al final, la gravedad se impone sobre la expansión, no solo deteniéndola, sino provocando que el Universo entre en una etapa de contracción, derrumbándose sobre si mismo. En este caso el Universo es finito temporal (tiene comienzo y final) y espacialmente, pero no tiene límites (como la superficie de una esfera, tiene una superficie limitada pero no termina abruptamente en ningún lado).

Aunque podemos estudiar las características locales, dentro del Universo observable, las cuales indican actualmente una Geometría Euclideana (PLANO), no necesariamente podemos inferir las globales. Pensemos en la siguiente analogía, una persona tiene los instrumentos necesarios para analizar la topología de un terreno de una hectárea. Si le preguntamos que ha averiguado, nos dirá que localmente (fuera de posibles accidentes del terreno) la superficie es PLANA, pero a nivel global (la Tierra) sabemos que es esférica. Lo que sucede es que solo observamos una muestra muy pequeña para poder inferir la curvatura de la misma. Algo similar podría suceder con nuestro Universo.

Parámetros del Modelo Estándar Cosmológico

El actual Modelo no autodefine todas sus variables, es por ello que la Relatividad General permite un conjunto de soluciones y no solo una. Esto se debe a que es necesario introducir ciertos parámetros que solo pueden obtenerse de forma experimental, es decir midiéndolos.

Los mismos son seis, y a partir de ellos pueden calcularse el resto de los parámetros derivados. Sin caer en detalles, es necesario aclarar que dependiendo de los valores obtenidos para estos, el Universo puede ser totalmente diferente.

Actualmente, la medición de estos parámetros es uno de los trabajos más importantes dentro de la comunidad de Cosmólogos y Astrofísicos.

Pruebas a favor del Modelo

Las evidencias empíricas que apoyan al Modelo Estándar Cosmológico son básicamente tres:

Expansión del Universo: puesta al descubierto por Edwing Hubble, podemos decir que es una “evidencia” que a su vez desencadenó al actual Modelo Cosmológico. Hay pruebas observacionales que indican que el Universo se expande, es decir, que el espacio entre galaxias que no se encuentran gravitacionalmente relacionadas se alejan unas de otras.

Radiación cósmica de microondas: el Modelo predice que todo el Universo ha de estar inundado de fotones que se originaron poco después del Big Bang. No solo eso, sino que indica que debido a la expansión, su temperatura ha disminuido a un particular valor, que debería ser un fondo muy homogéneo, pero con minúsculas irregularidades, algo que se ha comprobado con gran precisión observacionalmente.

Fig. 9 Radiación cósmica de microondas WMAP - Créditos de la Imagen: Wikipedia

Abundancia de Hidrógeno, Deuterio, Helio y Litio en el Universo: si bien como hemos explicado anteriormente, los primerísimos instantes del Big Bang aun no son comprendidos en su totalidad debido a la carencia de una Teoría que unifique Cuántica y Relatividad, no es el caso de la nucleosíntesis. El Modelo predice proporciones de los átomos más livianos que se formaron al inicio del Universo de forma muy precisa, y estas abundancias concuerdan con las mediciones que se han realizado al respecto. Esta es una prueba muy importante que indica que el Modelo se encuentra en el “buen camino”.

Poblemas resueltos o ha resolver del Modelo

Hay que entender al presente Modelo como un escalón más alto hacia el entendimiento de nuestro Cosmos, pero no como la culminación del mismo. Aunque las evidencias apuntan a que se está sobre las pistas correctas, aun hay muchas cuestiones por resolver, la Cosmología Física tiene aun un arduo trabajo por delante.

A continuación resumiremos algunos de los problemas que afectan al Modelo, y en el caso de haber sido resueltos, como.

Necesidad de Parámetros externos: el Modelo necesita de valores que no son predichos por el mismo, sino que deben ser provistos de manera externa y obtenidos empíricamente, mediante experimentación. El ideal sería que el propio Modelo proveyera todos los valores necesarios para la formación de un Universo con las características del nuestro. Este problema es probable que pudiere ser salvado al momento que se cuente con la Teoría de Unificación de Cuántica y Relatividad correcta. Además la necesidad de valores finamente ajustados para que se desarrolle la vida en el Universo, en sus dos enunciados: principio Antrópico Débil y Fuerte no serán resueltos hasta que no se logre determinar teóricamente los parámetros que actualmente se obtiene empíricamente (mediante observaciones) o en su defecto se comprenda el porque de los mismos.

El Problema del Horizonte y el de la Planitud: en un intento de solucionar estos dos problemas, se introdujo al Modelo Estándar la Inflación, sin embargo algunos científicos piensan que esta es una solución ad-hoc (hecha a medida) y que tampoco se entiende exactamente el proceso físico que determino que se produjese.

El Problema del Horizonte plantea ¿porque dos regiones del Universo que nunca tuvieron una conexión causal se ven tan iguales?. Actualmente observamos una increíble homogeneidad e isotropía en el Universo, que implica que en los primeros momentos del Cosmos zonas que no pudieron transmitirse información debido a la distancia que las separaba y la limitante de la velocidad de la luz, fueren aun muy similares ¿como se explica ello?. Al considerar un período inflacionario a muy corta edad del Universo, podemos imaginar que una porción del mismos “que si está relacionada causalmente” raudamente se expandió por un breve lapso de tiempo a velocidades superlumínicas (esto no viola las leyes de la Relatividad) antes de disminuir la velocidad nuevamente. Hoy en día observamos regiones del Universo que “si no hubiera existido la Inflación” nunca habrían estado en contacto causal y sin embargo son muy similares, pero si aceptamos la Inflación en el Modelo, antes de que esta sucediera las mismas estaban lo suficientemente cerca como para relacionarse y de allí esta similitud.

El Problema de la Planitud plantea ¿porque la geometría del Universo parece ser plana?. Como ya se explicó anteriormente, la masa y energía curvan el espacio-tiempo, sin embargo las mediciones experimentales parecen mostrar un Universo plano, ¿a que se debe esto?. Nuevamente la Inflación aporta una posible respuesta; si aceptamos que el Universo se expandió muy rápidamente al principio de su historia, podemos imaginar como las “arrugas” originales tendieron a estirarse, además si este es mucho más grande de lo que observacionalmente podemos cubrir por la limitante de la velocidad de la luz y el tiempo de existencia del Cosmos, entonces su curvatura (como en el ejemplo de la Tierra citado anteriormente) es imperceptible.

Podemos concluir entonces que solo podemos observar una porción del Universo que es mucho más pequeña que su totalidad.

El Problema de las Estructuras: si el Universo es tan homogéneo e isotrópico como demuestran las observaciones, ¿como surgieron los grumos que luego permitieron que la gravedad formara las estrellas, galaxias, cúmulos y superestructuras?. Los Cosmólogos piensan que la Inflación fue la encargada de amplificar las fluctuaciones cuánticas del vacío creando pequeñas imperfecciones que sirvieron de semilla para que la gravedad hiciere a futuro su trabajo.

El problema de la Materia y Energía Oscura: para poder explicar ciertas observaciones dentro de los margenes de la Relatividad, los científicos recurrieron a los conceptos de energía y materia oscura. Sin embargo, los mismos aun no son entendidos completamente, en particular ¿que es? o ¿de que están “formadas” la materia y energía oscura?. Hay quienes piensan que quizás sea la Relatividad General la que no está en lo correcto, sin embargo la comunidad científica no dejará de lado esta Teoría tan fácilmente, sobre todo luego de tantas pruebas pasadas con éxito por la misma y sin una candidata firme para su reemplazo. Pensemos que todo este andamiaje teórico se basa en la Relatividad, y que su modificación traería aparejado probablemente también serías consecuencias para la actual Cosmología Física. Sin embargo, cualquier nueva Teoría de la Gravedad seguramente incluirá a la Relatividad como una aproximación a la realidad dentro de determinadas condiciones, tal como sucedió con la Gravedad de Newton anteriormente.

Hay varios problemas más relacionados principalmente a nuestra limitada comprensión de las Teorías de Unificación y Partículas, como son el caso de los monopolos magnéticos, la asimetría entre materia y antimateria, la interacción que unió los quarks al inicio del Universo, entre otras. Sin embargo, dado que este es un artículo introductorio, no abarcaremos todas las preguntas aun sin responder de este Modelo, solo intentamos mostrar que el mismo tiene aun mucho camino por recorrer.

Predicción a futuro del Modelo Estándar Cosmológico

Un Modelo Físico es útil cuando tiene la capacidad de predecir a futuro consecuencias relacionadas a su estado actual. ¿Qué nos dice a este respecto Modelo Estándar Cosmológico?, ¿cómo será el fin del Universo...?. Aunque también hay varias predicciones que no están directamente relacionadas con este Modelo, nosotros nos limitaremos a las del mismo.

Todo para depender en saber si la gravedad triunfará sobre la expansión y el Universo comenzará un etapa de contracción o en su defecto, se expandirá eternamente...

El primer escenario posible, es el que la densidad real de nuestro Universo no supere la densidad crítica (Universo abierto) o tenga exactamente esta densidad (Universo plano), en tal caso el mismo seguirá expandiéndose sin límites de tiempo. A medida que esto suceda la entropía irá en aumento y finalmente el Cosmos se tornará totalmente frío y oscuro: el Big Freeze (Gran Frío). Un escenario alternativo, es el del Big Rip (Gran Desgarramiento), en el cual la energía oscura acelera de tal forma la expansión del Universo que todo lo que lo conforma se disgrega.

La segunda opción, es aquella en la que la densidad real es mayor que la densidad crítica (Universo cerrado), en ese caso, al igual que cuando arrojamos un piedra hacia arriba, esta comienza a ascender hasta que finalmente se detiene debido a la gravedad y comienza a caer nuevamente, de igual manera sucede con la expansión del Universo que se ve detenida y este cae sobre si mismo. Los posibles destinos entonces son el Big Crunch (Gran Implosión), el Universo disminuye su tamaño hasta convertirse nuevamente en un punto infinitamente denso y caliente o el Big Bounce (Gran Rebote), que se caracteriza porque al final del ciclo de contracción el Universo este rebota y estaríamos ante un nuevo Big Bang.

No estamos seguros de como será el ocaso de nuestro Universo, pero ninguno de estos posibles finales ocurrirá pronto, así que por ese lado el lector puede quedarse muy tranquilo.

Otras interesantes opciones

Estamos llegando al final del artículo, y no quería dejar de mencionar que aunque este es el Modelo aceptado por la comunidad científica general, muchas grandes mentes han seguido trabajando en la resolución de problemas afines o en la elaboración de modelos alternos. Dado que no es el propósito de este trabajo, nos limitaremos a mencionar algunas de esas interesantes alternativas al mismo, o ha modificarlo en algunas de sus partes, para que aquel viajero curioso e interesado pueda investigar por su cuenta: Teorías de Cuerdas y Supercuerdas; Teoría M; Teorías de Branas, D-Branas y P-Branas; Universo Holográfico; Multiverso; Metaverso; entre otras.

Conclusiones

En nuestra búsqueda como especie humana de aquellas preguntas que aun seguimos haciéndonos, hemos progresado mucho en el entendimiento del Universo, pero también hemos caído en la cuenta de nuestro humilde lugar en la inmensidad del Cosmos, en la necesidad de ser humildes y aceptar que aun tenemos mucho por aprender a este respecto.

Muchas respuestas siguen ausentes, pero este viaje no termina aquí, simplemente... el Universo es fascinante, por eso¡atrévete a explorarlo!.

Silvio Oreste Topa
para Simplemente... El Universo