Kitabı oku: «El lado oscuro del universo»

Un universo de claroscuros

En el último siglo se ha producido una auténtica revolución en nuestro conocimiento del universo y los objetos celestes que lo pueblan. Podríamos considerar que esta profunda transformación comenzó en 1915, año en que el físico alemán Albert Einstein introdujo su teoría general de la relatividad, la teoría gravitatoria en que se basa la cosmología moderna. Por aquel entonces ni siquiera teníamos muy claro que en el universo hubiese algo más aparte de nuestra propia colección de estrellas, la Vía Láctea. Aunque se habían observado otras galaxias, algunas de las cuales aparecían ya incluso en el catálogo que compiló el astrónomo francés Charles Messier en el siglo XVIII, los astrónomos de la época las denominaban «nebulosas espirales» y existía una gran controversia sobre su naturaleza: mientras que algunos científicos sostenían, correctamente, que se trataba de galaxias independientes —los universos isla que ya había propuesto el filósofo prusiano Emmanuel Kant en el siglo XVIII—, otros propugnaban que no eran sino nubes de gas dentro de nuestra propia galaxia. El asunto quedaría zanjado pocos años más tarde, cuando Edwin Hubble logró medir la distancia a estos objetos y certificar su condición extragaláctica. Sus observaciones también sirvieron para demostrar que el universo se estaba expandiendo, lo que allanó el terreno para la aparición de la teoría del Big Bang o la gran explosión, de la que seguramente casi todos hemos oído hablar.

Otra cosa que no se sabía en 1915 es de dónde provenía la energía de las estrellas. El astrofísico británico Arthur Eddington fue el primero en proponer, en 1920, que el origen de esta energía era la fusión del hidrógeno en helio y también apuntó la posibilidad de que los elementos más pesados se produjeran en las estrellas. En 1939, el físico estadounidense de origen alemán Hans Bethe describió de manera exhaustiva las dos cadenas de reacciones de fusión que permiten convertir hidrógeno en helio en el interior de las estrellas; y el trabajo del británico Fred Hoyle en las décadas de 1940 y 1950 demostró la producción de elementos pesados que ya había sugerido Eddington.

Estos dos ejemplos sirven para ilustrar los grandes y rápidos avances que experimentó nuestra comprensión del cosmos a lo largo del siglo pasado. Hoy en día, sabemos que en el universo hay billones de galaxias y comprendemos bastante bien el nacimiento, vida y muerte de las estrellas. Hemos descubierto más de 3.700 planetas alrededor de otros astros y enviado numerosas sondas al espacio exterior, algunas de las cuales han llegado incluso a traspasar las fronteras del sistema solar. Además, multitud de instrumentos avanzados, como por ejemplo el telescopio espacial Hubble, nos permiten estudiar los rincones más remotos del cosmos. La detección del fondo de radiación de microondas nos ha proporcionado una «fotografía» del universo cuando tenía tan solo unos 380.000 años. Y la teoría de la gran explosión —confirmada de manera espectacular por diferentes observaciones— y nuestro conocimiento de la física de partículas nos permiten hablar con una cierta seguridad de lo que ocurrió tan solo una fracción de segundo después del nacimiento del universo.

No cabe duda de que estos logros son bastante impresionantes, pero ¿sabemos realmente de qué está hecho el cosmos? Si miramos a nuestro alrededor, descubriremos que la mayor parte del universo es oscuro y permanece oculto a nuestros ojos. En particular, las observaciones más recientes indican que la materia ordinaria —la que forma todo aquello que vemos, desde las estrellas y planetas hasta nuestros propios cuerpos— constituye tan solo un 5 % del contenido energético del universo. El otro 95 % correspondería a dos componentes, la materia oscura y la energía oscura, sobre las que aún sabemos muy poco: nunca las hemos detectado directamente, y solo percibimos su presencia a través de los efectos gravitatorios que producen sobre la materia ordinaria o sobre el propio universo en su conjunto.

Y lo que es más: dentro del 5 % de materia ordinaria también hay muchos objetos «oscuros» —como por ejemplo estrellas de neutrones, agujeros negros o planetas alrededor de otras estrellas— que apenas emiten radiación y que aún encierran muchos misterios.

Estamos viviendo una edad de oro en la exploración del universo. Numerosas misiones espaciales y observatorios ubicados en tierra, algunos ya en funcionamiento y otros previstos, tratarán de descubrir la naturaleza de las dos misteriosas componentes que dominan el contenido energético del cosmos y de seguir estudiando esos objetos oscuros «ordinarios» de los que hablábamos, con el fin de comprenderlos mejor. Sin duda, todos estos experimentos, unidos al enorme esfuerzo teórico que también se está realizando, nos permitirán ir descubriendo de qué está hecho realmente el cosmos. Todo ello traerá consigo una auténtica revolución en nuestras teorías físicas e incluso podría servir para responder preguntas fundamentales sobre el origen y destino del universo o la posible existencia de otros mundos habitados, entre otros muchos avances que hoy apenas podemos imaginar. Pero antes de sumergirnos en el lado oscuro del universo y saber qué puede suponer para la humanidad conocerlo más a fondo, comencemos revisando lo que ya sabemos de él.

CAMBIANDO EL PARADIGMA: LA TEORÍA DE LA RELATIVIDAD

A principios del siglo XX, la comunidad científica vivía una situación incómoda. Pocos años antes, en 1864, el físico escocés James Clerk Maxwell había formulado su teoría clásica del electromagnetismo, según la cual la electricidad, el magnetismo y la luz no eran sino manifestaciones de un mismo fenómeno. En particular, su teoría predecía la existencia de ondas electromagnéticas que se desplazaban en el vacío a la velocidad de la luz c (aproximadamente 300.000 km/s), por lo que Maxwell concluyó que la propia luz visible era una onda electromagnética. Hoy sabemos que efectivamente lo es, al igual que las ondas de radio, los rayos X o las microondas, aunque todas estas ondas también pueden describirse como conjuntos de partículas denominadas fotones.

Aunque la existencia de las ondas electromagnéticas había sido confirmada experimentalmente en 1888 por el físico alemán Heinrich Hertz, el hecho de que viajaran a una velocidad constante c parecía incompatible con la mecánica clásica, la introducida por Isaac Newton y que seguimos aprendiendo en la escuela, según la cual la velocidad a la que vemos moverse un objeto depende de nuestro propio estado de movimiento.

Al rescate vino Albert Einstein, que por entonces aún trabajaba en la oficina de patentes de Berna, en Suiza. Einstein tuvo la audacia suficiente para sugerir que lo que había que corregir no era la teoría electromagnética, sino la mecánica newtoniana. De este modo, en 1905 introdujo su teoría de la relatividad especial, basada en dos supuestos: que la velocidad de la luz en el vacío, c, es la misma para cualquier observador, independientemente de su estado de movimiento y que todas las leyes de la física permanecen invariables para cualquier observador inercial (que se mueva a velocidad constante).

A partir de estos dos postulados se obtienen muchísimas consecuencias interesantes, por ejemplo la imposibilidad de transmitir materia o información a velocidades mayores que c o el hecho de que cualquier objeto con masa tenga una energía, dada por la célebre ecuación E = mc². Otra consecuencia es que tanto el espacio como el tiempo son relativos (por ejemplo, dos observadores no tienen por qué estar de acuerdo en el tamaño de un objeto o el tiempo transcurrido entre dos sucesos) y además se entremezclan: ya no pueden definirse de manera separada, sino que pasan a formar un continuo de cuatro dimensiones, el espacio-tiempo.

Por tanto, no hay duda de que la relatividad especial supuso un auténtico cambio de paradigma con respecto a la mecánica newtoniana (no obstante, la teoría clásica sigue siendo una aproximación muy buena para problemas en que las velocidades implicadas son mucho menores que la de la luz). Además, es una teoría enormemente exitosa: ha sido verificada experimentalmente en infinidad de ocasiones y constituye, junto con la mecánica cuántica, la base de lafísica moderna (en concreto, del modelo estándar de la física de partículas). Sin embargo, solo es válida en ausencia de fuerzas gravitatorias, por lo que Einstein enseguida comenzó a pensar cómo podía extender su teoría para incluir los efectos de la gravedad. Sus esfuerzos culminarían en 1915 con la teoría general de la relatividad, cuya ecuación fundamental es la siguiente:

Gμν = 8πTμν

Lo importante de esta fórmula (que en realidad engloba 10 ecuaciones y que puede escribirse de distintas formas; aquí hemos elegido una especialmente sencilla) es que relaciona la geometría —la forma— del espacio-tiempo, caracterizada por el denominado tensor de Einstein Gμν, con el contenido de materia y energía, especificado a través del tensor de energía-momento Tμν.

La idea detrás de las ecuaciones de Einstein es que el espacio-tiempo es como un «tejido» y la materia y la energía lo deforman, hacen que se curve. A su vez, esta curvatura del espacio-tiempo es la que determina cómo se mueve la materia (fig. 1). Así, desde el punto de vista de la relatividad general, la atracción que normalmente atribuimos a la fuerza de la gravedad no es más que el efecto de la curvatura del espacio-tiempo. Hay que recalcar, eso sí, que la figura 1 es una simplificación, ya que en ella vemos que se curva solo el espacio (además, un espacio de dos dimensiones), cuando en realidad lo que se curva es el espacio-tiempo (de cuatro dimensiones), pero es útil para que nos hagamos una idea del cambio conceptual que implica la teoría de Einstein.

Estas ecuaciones sirven para describir la evolución de cualquier sistema gravitatorio. En concreto, podemos aplicarlas al universo en su conjunto, y eso es precisamente lo que se propuso Einstein justo después de formular su teoría. Einstein, como casi todos los científicos de su época, pensaba que el universo debía ser estático, es decir, que no debía expandirse ni contraerse. Esto respondía en parte a un prejuicio filosófico, pero también estaba motivado por las observaciones de las velocidades de las estrellas, ya que todas las que se conocían por entonces eran muy pequeñas.

Sin embargo, para su desazón, Einstein pronto se dio cuenta de que sus ecuaciones no daban como solución un universo estático. Llegados a ese punto, tenía dos opciones: o bien aceptar que, de acuerdo con su propia teoría, el universo no era estático; o bien modificar sus ecuaciones para adecuarlas a sus propias convicciones. Einstein se decidió por este segundo camino e introdujo una constante cosmológica positiva Λ

Gμν + Λgμν = 8πTμν

que permitía hallar una solución (aparentemente) estática. Mientras, otros físicos como el ruso Alexander Friedmann o el belga Georges Lemaître prefirieron mantenerse fieles a las ecuaciones originales y encontraron soluciones en las que el universo se estaba expandiendo. Finalmente, en 1929, las observaciones de Edwin Hubble demostraron de manera convincente que el universo se expande, lo que llevó a Einstein a renegar de la constante cosmológica.

FIG. 1

Un objeto muy masivo curva el espacio-tiempo a su alrededor. A su vez, este espacio-tiempo curvado modifica las trayectorias de los objetos, e incluso los rayos de luz, que pasan cerca.

SÍ, EL UNIVERSO SE EXPANDE

Pero vayamos por partes. ¿Cómo llegó Hubble a la conclusión de que el universo se estaba expandiendo? El primer paso lo dio el astrónomo estadounidense Vesto Slipher, que desde 1912 midió las velocidades de 41 «nebulosas espirales» (galaxias) y halló que 36 de ellas se estaban alejando de nosotros, algunas a enormes velocidades. Para obtener estos resultados, hizo uso del llamado efecto Doppler, formulado por el matemático austríaco Christian Andreas Doppler en el siglo XIX. Veamos en qué consiste.

Recordemos que la luz es una onda electromagnética que, como cualquier onda, está caracterizada por su longitud de onda, es decir, por la distancia entre sus crestas (fig. 2).

Cuando la fuente que emite las ondas está moviéndose respecto al observador, la longitud de onda que este detecta será diferente a la emitida. Por ejemplo, si la fuente se aleja de nosotros, cada cresta tiene que recorrer un poco más de distancia que la anterior hasta alcanzarnos y eso hace que, en la práctica, la longitud de onda nos parezca mayor de lo que realmente es. Por contra, si la fuente se acerca a nosotros, mediremos una longitud de onda menor.

En el caso de ondas sonoras, una menor longitud de onda implica un sonido más agudo y, una mayor, un sonido más grave. Así, el efecto Doppler es el que provoca que la sirena de una ambulancia, o el motor de un coche de Fórmula 1, suene de un modo cuando el vehículo viene hacia nosotros (más agudo) y de otro muy distinto cuando nos deja atrás (más grave).

Para la luz visible (la que puede distinguir el ojo humano), las longitudes de onda más cortas corresponden al azul y al violeta y las más largas al rojo. Así, si la fuente se aleja de nosotros, su luz parecerá más roja. En lenguaje técnico decimos que se ha producido un corrimiento o desplazamiento al rojo.

En base a ello, Slipher estudió la luz que llegaba desde las nebulosas espirales. En principio, la luz procedente de una galaxia debería presentar un espectro continuo (luz de todos los colores), dado que las estrellas emiten luz en todas las longitudes de onda; sin embargo, los elementos químicos presentes en sus atmósferas absorben algunas longitudes de onda cuando la luz pasa a través de ellos; para esas longitudes de onda, la luz no llega hasta nosotros y, como consecuencia, aparecen una serie de líneas negras; esto es lo que se llama un espectro de absorción (fig. 3).

> EL PRINCIPIO COSMOLÓGICO: EL UNIVERSO A GRAN ESCALA

Resolver las ecuaciones de Einstein para el universo en su conjunto es menos complicado si asumimos el principio cosmológico, que dice que el universo es homogéneo (igual en cada punto) e isótropo (igual en cada dirección). Pero ¿cómo es eso posible, si contiene planetas, galaxias y espacios vacíos? La clave es que el principio cosmológico solo es válido a escalas grandes, es decir, cuando miramos el cosmos con poca resolución. Comparemos el universo con un vaso de agua: a simple vista, el líquido del vaso parece completamente homogéneo, pero si lo miramos a escalas más pequeñas, del orden del nanómetro (una milmillonésima de metro), podremos distinguir las moléculas. Según el principio cosmológico, si observamos el universo a escalas suficientemente grandes (de unos cientos de megapársecs, unos diez cuatrillones de metros) nos parecería tan homogéneo como el agua del vaso. Las observaciones de objetos lejanos como los cuásares (núcleos de galaxias muy brillantes) parecen confirmar esta hipótesis mientras que las de la radiación del fondo de microondas apoyan la isotropía.

Según el principio cosmológico, aunque a pequeñas escalas el universo no es homogéneo, a escalas más grandes sí que lo sería. Esto mismo ocurre con el agua.

FIG. 2

La luz visible es una onda electromagnética. Cada color tiene una longitud de onda (la distancia entre las crestas) distinta. La más larga corresponde al rojo y la más corta, al azul.

Lo importante es que cada elemento absorbe siempre las mismas longitudes de onda. Y como hay elementos que están presentes en todas las estrellas, también hay determinadas líneas negras que aparecerán en todos los espectros de absorción. Ahora bien, hemos visto que si la fuente que emite la luz se está moviendo, se produce un cambio en la longitud de onda debido al efecto Doppler. Así pues, si una galaxia se aleja de nosotros, las líneas negras de su espectro de absorción sufrirán un corrimiento al rojo (aparecerán a longitudes de onda mayores) con respecto a las que medimos en el laboratorio y, si se acerca, veremos un corrimiento al azul. Además, la magnitud de este desplazamiento Doppler permite calcular la velocidad de la galaxia.

FIG. 3

El espectro de la luz que nos llega de las galaxias presenta líneas negras. Si la galaxia se mueve con respecto a nosotros, esas líneas aparecerán desplazadas al rojo (si se aleja) o al azul (si se acerca).

De este modo, Slipher descubrió que la mayoría de nebulosas espirales se estaban alejando de nosotros. Pero aún faltaba determinar si dichas nebulosas formaban parte de nuestra galaxia o eran galaxias independientes. Para lograrlo, era imprescindible averiguar a qué distancia se encontraban. Y de eso se encargó Edwin Hubble.

Usando un nuevo y potente telescopio del observatorio del Monte Wilson, en California, Hubble fue capaz de distinguir estrellas individuales en algunas de esas nebulosas. En concreto, pudo identificar algunas estrellas de un tipo muy especial, las llamadas cefeidas. Esas estrellas tienen la particularidad de que su brillo cambia de manera periódica, como si fueran faros cósmicos, y ese período de pulsación guarda relación con su luminosidad (la intensidad de la luz que emiten). Así pues, midiendo el período podemos conocer la luminosidad de la estrella. Y esto nos sirve para estimar cómo de lejos se encuentra, dado que el brillo que observamos disminuye con el cuadrado de la distancia a la estrella.

De esa manera, usando los datos de Slipher sobre la velocidad de las galaxias —y algunos otros que le proporcionó su colaborador Milton Humason— y sus propias mediciones de las distancias, Hubble llegó en 1929 a una importantísima conclusión: las galaxias no solo se alejan de nosotros, sino que lo hacen con una velocidad proporcional a su distancia (es decir, que las que están más lejos se mueven más deprisa), lo que se conoce como la ley de Hubble.

Si juntamos esa observación con el principio de Copérnico (según el cual no ocupamos un lugar especial en el universo), nos vemos obligados a concluir que todas las galaxias se están alejando las unas de las otras. Y la única manera de que eso ocurra ¡es que sea la propia expansión del universo la que las separa!

DEL «ÁTOMO PRIMIGENIO» AL UNIVERSO EN EXPANSIÓN: LA GRAN EXPLOSIÓN

Muy poco después del descubrimiento de Hubble, en 1931, Lemaître se dio cuenta de que si todas las galaxias se alejan unas de otras, entonces en el pasado tuvieron que estar más y más juntas, hasta llegar a un momento en que toda la materia del universo estuviera concentrada en un mismo punto. Lemaître llamó a ese punto el «átomo primigenio». Esta observación es el germen de la teoría del Big Bang, o la gran explosión, según la cual el universo comenzó hace unos 13.800 millones de años con una densidad y temperatura enormes (infinitas) y lleva desde entonces expandiéndose y enfriándose. Hoy aún sigue haciéndolo.

La teoría de la gran explosión nos permite hablar con mucha seguridad de lo que pasó a partir de la primera décima de segundo (o incluso antes) de vida del universo y sus predicciones han sido confirmadas espectacularmente por las observaciones.

LOS PRIMEROS INSTANTES DEL COSMOS

Lo primero que hay que recalcar es que la teoría, en realidad, no nos permite decir nada sobre la propia gran explosión, sobre el instante inicial. En efecto, para t = 0 las ecuaciones presentan una singularidad, lo que quiere decir que la temperatura y la densidad se hacen infinitas. Aunque existe cierta controversia acerca de las implicaciones de esta singularidad inicial, la interpretación mayoritaria es que nos indica que en ese momento la teoría ya no es válida. De hecho, esperamos que para tiempos inferiores a 10^-43 segundos (el llamado tiempo de Planck; 10^-43 es 0,000…01, un uno precedido de 43 ceros) sea necesario tener en cuenta los efectos cuánticos. Para remontarnos a esos instantes tan tempranos, necesitaríamos disponer, por tanto, de una teoría cuántica de la gravedad; y, aunque se han dedicado muchísimos esfuerzos a desarrollar esa teoría, de momento ningún intento ha tenido éxito.

El primer momento del que podemos decir algo con una cierta seguridad se sitúa unos 10^-35 segundos después de la singularidad: entonces se supone que comenzó una breve etapa de expansión acelerada, conocida como inflación cósmica, y durante la cual el tamaño del universo creció enormemente. Aunque esta fase inflacionaria no está completamente confirmada, la teoría de la inflación también realiza predicciones muy concretas que parecen estar de acuerdo con las observaciones, por lo que la mayoría de los físicos han pasado a considerarla prácticamente una parte esencial del modelo cosmológico estándar.

Antes de continuar desgranando la historia del universo, cabe recordar que la materia ordinaria o bariónica (es decir, todo lo que vemos) está formada por átomos. Estos constan de un núcleo —en el que hay protones cargados positivamente y neutrones sin carga eléctrica— alrededor del cual giran los electrones, con carga negativa. Los diferentes elementos químicos se distinguen por el número de protones (así, el hidrógeno tiene un solo protón, el helio dos, etc.) y cada elemento puede tener diferentes variedades o isótopos en función del número de neutrones, de manera que el helio puede ser helio-3 o helio-4 (llamado simplemente helio) dependiendo de si tiene 1 o 2 neutrones, respectivamente (fig. 4).

FIG. 4

Representación esquemática de un átomo de helio, compuesto por dos electrones, dos protones y uno o dos neutrones.

Pero hasta que pasó aproximadamente una millonésima de segundo desde la gran explosión, las temperaturas eran tan altas que ni tan siquiera los protones y los neutrones podían permanecer unidos: estaban divididos en las partículas elementales que los forman, que se llaman quarks y gluones. Aparte de estos, en el universo había otras partículas, entre las que cabe destacar los electrones, los fotones (partículas de luz) y los neutrinos, un tipo de partícula tan ligera que hasta hace relativamente poco se pensaba que no tenía masa.

> LA TEORÍA DEL ESTADO ESTACIONARIO: CONVENIENTE PERO FALSA

En 1948, los físicos Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle propusieron la teoría del estado estacionario como alternativa a la de la gran explosión o Big Bang. Según su modelo, el universo se está expandiendo, pero a medida que lo hace se va creando nueva materia, de manera que la densidad y apariencia del universo se mantienen constantes en el tiempo. De este modo se cumpliría el «principio cosmológico perfecto»: el cosmos no solo es igual en cada punto y en cada dirección, sino también en cada instante. La teoría del estado estacionario era filosóficamente muy atractiva, pues recuperaba la visión de un universo eterno e inmutable que la mayoría de los físicos tenían antes del descubrimiento de la expansión del universo. Sin embargo, las observaciones relativas a la abundancia de elementos ligeros y, sobre todo, del fondo de radiación de microondas, acabarían por decantar la balanza del lado de la teoría de la gran explosión, que se ha convertido desde entonces en el modelo estándar de la cosmología.

La expansión del universo hace que los objetos que contiene se vayan separando, al igual que pasaría con un globo al hincharse. Pero según la teoría del estado estacionario, el cosmos se mantendría igual porque va creando nueva materia.

LA NUCLEOSÍNTESIS PRIMORDIAL:
20 MINUTOS CLAVE

Unos 100 segundos después de la gran explosión, la temperatura bajó por debajo de los mil millones de grados, lo que permitió que los protones y neutrones se fusionaran para formar los primeros núcleos atómicos, un proceso clave que se conoce como nucleosíntesis primordial. Este duró aproximadamente unos 20 minutos y produjo una gran cantidad de helio y cantidades menores de otros elementos como deuterio (un isótopo del hidrógeno que tiene dos neutrones en el núcleo), helio-3 y litio. Además, seguían quedando muchos protones libres, que más tarde se convertirían en hidrógeno que, como hemos visto, es el combustible nuclear de las estrellas.

Los trabajos pioneros sobre la nucleosíntesis primordial fueron realizados por los astrónomos Ralph Alpher, Robert Herman y George Gamow en la década de 1940. Desde entonces, hemos ido profundizando en este conocimiento, hasta llegar a entender muy bien todos los procesos implicados. En concreto, hoy en día somos capaces de predecir la cantidad de cada uno de los elementos ligeros que se produjo durante la nucleosíntesis. Esas cantidades dependen de un parámetro, la densidad de materia ordinaria del universo, por lo que en realidad lo que tenemos son curvas teóricas para la abundancia de deuterio, litio, helio-3 y helio en función de esta cantidad (fig. 5).

Afortunadamente, esta densidad de materia ordinaria se puede estimar a partir de distintas observaciones; por ejemplo, estudios de galaxias o del fondo de radiación de microondas. Esos experimentos arrojan un valor en torno a 0,05 (es decir, el 5 %), a partir del cual podemos obtener predicciones concretas para las abundancias primordiales de cada uno de los elementos ligeros. El hecho de que estas predicciones concuerden muy bien con los valores medidos constituye un tremendo éxito de la teoría de la gran explosión.

LA RECOMBINACIÓN: Y SE HIZO LA LUZ

Tras la nucleosíntesis primordial, el universo estaba formado principalmente por núcleos con carga positiva (incluyendo protones), electrones con carga negativa y fotones. Dado que estos últimos interaccionan fuertemente con las partículas cargadas, no podían viajar libremente —decimos que el universo no era transparente a la radiación— y se encontraban «acoplados» a los electrones y los núcleos, formando un plasma similar al que podemos encontrar hoy en día en las estrellas o las nubes de gas intergaláctico.

Sin embargo, cuando habían pasado aproximadamente 380.000 años desde el instante inicial, la temperatura bajó lo suficiente como para que los núcleos y los electrones se unieran y formasen átomos neutros, en un proceso conocido como recombinación. A partir de ese momento ya no quedan cargas libres y los fotones se desacoplan de la materia, dando lugar a lo que se conoce como radiación de fondo de microondas. Desde entonces, estos fotones viajan libres por el universo. Detectarlos permite obtener una «fotografía» del cosmos cuando solo tenía 380.000 años, un instante tan temprano que es imposible explorarlo de ningún otro modo.

La radiación de fondo de microondas fue predicha por primera vez (¡de nuevo!) por el trío formado por Gamow, Alpher y Herman, en 1948. Una predicción muy importante de la teoría de la gran explosión es que el espectro de esta radiación (la curva que describe su intensidad en función de la longitud de onda) debe presentar una forma muy característica, llamada de cuerpo negro, que solo depende de su temperatura. (Un cuerpo negro es un objeto que absorbe toda la radiación que incide sobre él.)

¿Y cuál es la temperatura de los fotones de la radiación de fondo? Cuando quedaron libres, estaban muy calientes, a unos 3.000 grados. Pero desde entonces, su longitud de onda ha aumentado muchísimo debido a la expansión del universo (en lo que se conoce como efecto Doppler relativista: la expansión del universo, aparte de separar las galaxias, también «estira» la longitud de onda de la radiación), lo que implica que han perdido muchísima energía: actualmente se encuentran a unos 2,725 kelvin (recordemos que para pasar de kelvin a grados centígrados hay que restar 273, por lo que esta es una temperatura inferior a los 270 grados bajo cero).

FIG. 5

Las predicciones teóricas para las abundancias primordiales de elementos ligeros (intersecciones de la barra vertical con las distintas curvas) concuerdan muy bien con los valores observados. En la figura, las partículas blancas son protones y las oscuras, neutrones.

La primera detección de la radiación de fondo de microondas corrió a cargo de dos radioastrónomos estadounidenses, Arno Penzias y Robert Wilson, en 1964. Por entonces, ellos ni siquiera sabían lo que era: la detectaron por casualidad como ruido de fondo en su antena, mientras trataban de medir las emisiones de radio de nuestra galaxia. Penzias y Wilson, que recibirían el Nobel en 1978, se quedaron desconcertados por las características de la radiación (no variaba con la dirección, ni a lo largo del tiempo) y recurrieron a Robert Dicke, de la Universidad de Princeton, que enseguida se dio cuenta de lo que habían encontrado.

Penzias y Wilson solo habían detectado la radiación de fondo a una determinada longitud de onda. Es decir, habían detectado un único punto del espectro. Por tanto, para acabar de confirmar las predicciones de la teoría de la gran explosión había que medirla en otras longitudes de onda y comprobar que, en efecto, su espectro tenía la forma característica de un cuerpo negro. En la década de 1970 se hicieron suficientes nuevas mediciones para confirmar este extremo y, en 1992, el satélite COBE (por cosmic background explorer, explorador del fondo cósmico) obtuvo el espectro completo con una enorme precisión. La conclusión no dejaba lugar a dudas: el fondo de radiación de microondas constituía el cuerpo negro más perfecto que se conoce.

La medición del fondo de radiación de microondas supuso la confirmación definitiva del modelo cosmológico estándar y acabó con otras teorías alternativas, como la del modelo estacionario (según la cual el universo siempre tendría el mismo aspecto, gracias a que se va creando materia a medida que se va expandiendo), que no podían explicar que tuviera características de cuerpo negro. Los fotones nos llegan prácticamente a la misma temperatura desde todos los puntos del cielo, lo que viene a confirmar la segunda mitad del principio cosmológico, que postula que, a grandes escalas, el universo es homogéneo (igual en cualquier punto) e isótropo (igual en cualquier dirección).

La teoría de la gran explosión, apoyada por tres grandes pilares observacionales —la expansión del universo, la abundancia primordial de elementos ligeros y la existencia y características del fondo de radiación de microondas—, nos proporciona una visión bastante completa de cómo era el universo primitivo.

Sin embargo, eso no debe hacernos olvidar que aún ignoramos muchas cosas del cosmos. La exploración de ese lado oscuro del universo, formado por la materia oscura, la energía oscura y toda una serie de objetos que apenas emiten luz, traerá consigo una revolución en nuestras teorías físicas y podría servir para responder preguntas fundamentales sobre el universo en que vivimos. Por ejemplo, el destino del cosmos está inevitablemente ligado a la energía oscura: de las características de esta componente depende que el universo continúe expandiéndose para siempre, comience a contraerse hasta que se produzca una «gran implosión» o incluso acabe desgarrado debido a una expansión cada vez más desbocada. Y el estudio de otros planetas más allá del sistema solar podría ayudarnos a entender mejor las condiciones necesarias para que surja la vida o incluso revelar si realmente estamos solos en el universo.

Más allá de estas cuestiones, los enormes esfuerzos teóricos y experimentales que se están llevando a cabo para tratar de descubrir de qué está hecho el cosmos podrían tener muchas otras consecuencias que aún no es posible vislumbrar. La materia y la energía oscuras, sean lo que sean, no tienen cabida dentro de nuestras teorías actuales. Eso indica que es necesario ampliar el modelo estándar de la física de partículas o la relatividad general (o tal vez ambos). Y el descubrimiento de una nueva teoría siempre acaba influyendo de un modo dramático en nuestras vidas. Por ejemplo, la teoría de la relatividad general dio lugar a los GPS que hoy en día todos usamos para orientarnos, y la física cuántica está detrás de la tecnología basada en semiconductores que emplean los ordenadores y teléfonos móviles modernos. Desde el punto de vista experimental, el estudio cada vez más preciso de la naturaleza requiere el desarrollo de instrumentos y tecnologías punteras que, con el tiempo, podrían encontrar aplicación en campos totalmente distintos. Así, la cámara de cualquier teléfono móvil se basa en los sensores CMOS (de las siglas en inglés de semiconductor complementario de óxido metálico) desarrollados por la NASA para intentar disminuir el tamaño de las cámaras de sus naves espaciales. Y fueron unos investigadores de la Organización Europea para la Investigación Nuclear, el célebre CERN ubicado en Ginebra, Suiza—el mismo laboratorio donde hoy se trata de producir materia oscura mediante violentos choques de partículas—, los que inventaron la web, tratando de desarrollar un sistema para transferir y analizar datos de forma más eficiente.

Así pues, tenemos muchas razones para seguir estudiando los objetos oscuros del universo. Por de pronto, veamos qué es lo que realmente sabemos de ellos y cómo las observaciones presentes y futuras pueden ayudarnos a comprenderlos mejor.