“Un estudiante de la Universidad Monash de Melbourne ha resuelto un problema que ha desconcertado a los astrofísicos durante décadas, el descubrimiento de parte de la llamada «masa perdida» del Universo.

El descubrimiento, publicado en la revista Monthly Notices de la Royal Astronomical Society, ha sido liderado por Amelia Fraser-McKelvie, de 22 años y becaria en la Escuela de Física de la facultad, que en una investigación con rayos X ha conseguido identificar en tres meses la conocida como «missing mass»”.

   Particularmente no creo que estemos preparados para encontrar -si es que existe- esa “masa perdida”

La idea de la masa perdida se introdujo porque la densidad observada de la materiaen el universo está cerca del valor crítico. Sin embargo, hasta comienzos de los ochenta, no hubo razón teórica firme para suponer que el universo tenía efectivamente la masa perdida. En 1981, Alan Guth -del que ya hablamos aquí-, publicó la primera versión de una teoría que desde entonces se ha conocido como “universo inflacionista”. Desde entonces, la teoría ha sufrido cierto número de modificaciones técnicas, pero los puntos centrales no han cambiado.

Para lo que aquí tratamos, el aspecto principal del universo inflacionista es que estableció por primera vez una fuerte presunción de que la masa del universo tenía realmente su valor crítico. Esta predicción viene de las teorías que describen la congelación de la fuerza fuerte en el segundo 10^-35 del Big Bang.

Aquí se pretende representar el pasado y el futuro del universo que, se expandió primero de manera muy rápida, después más lenta, y de nuevo la velocidad aumentó, de manera tal que el recorrido representa una especie de S que nos habla del pasado y del futuro.

Entre los otros muchos procesos en marcha en aquellos primeros momentos del nacimiento del universo, en aquel tiempo, uno de los principales parámetros a tener en cuenta es el de la rápida expansión, ese proceso que ha venido a ser conocido como inflación. Es la presencia de la inflación la que nos conduce a la predicción de que el universo tiene que ser plano.

El proceso mediante el cual la fuerza fuerte se congela es un ejemplo de un cambio de fase, similar en muchos aspectos a la congelación del agua. Cuando el agua se convierte en hielo, se expande; todos hemos podido ver una botella de líquido explotar si alcanza la congelación, el contenido se expande y el recipiente no puede contenerlo. No debería sert demasiado sorprendente que el universo se expanda del mismo modo al cambiar de fase.

Claro que no es fácil explicar cómo a medida que el espacio crece debido a esa expansión, se hace más y más voluminoso cada vez y también, cada vez menos denso y más frío. Lo que realmente sorprende es la inmensa magnitud de la expansión. El tamaño del Universo aumentó en un factor no menor de 10⁶⁰  longitudes de Planck. Acordáos de aquellos números que en aquel trabajo que titulé,  ¿Es viejo el Universo?, os dejaba aquí expuestos unos datos interesantes sobre nuestro universo. Volvamos a verlos:

La edad actual del universo visible ≈ 10⁶⁰ tiempos de Planck

Tamaño actual del Universo visible ≈ 10⁶⁰ longitudes de Planck

La masa actual del Universo visible ≈ 10⁶⁰ masas de Planck

Vemos así que la bajísima densidad de materia en el universo es un reflejo del hecho de que:

Densidad actual del universo visible ≈10^-120 de la densidad de Planck

Y la temperatura del espacio, a 3 grados sobre el cero absoluto es, por tanto

Temperatura actual del Universo visible ≈ 10^-30 de la Planck

Estos números extraordinariamente grandes y estas fracciones extraordinariamente pequeñas nos muestran inmediatamente que el universo está estructurado en una escala sobrehumana de proporciones asombrosas cuando la sopesamos en los balances de su propia construcción. Lo cierto es que, son tan grandes y tan pequeñas esos números y fracciones que, para nosotros, no tienen significación  consciente, no las podemos asimilar al tratarse, como se dice más arriba, de medidas sobrehumanas. Si un átomo aumentara en esa proporción de 10⁶⁰ no tendría cabida en el Universo, el átomo sería mayor.

Decíamos que en 10^-35 segundos, el universo pasó de algo con un radio de curvatura mucho menor que la partícula elemental más pequeña a algo con el tamaño de una naranja. No debe sorprendernos pués, que el nombre inflación esté ligado a este proceso. Es cierto que cuando oímos por primera vez este proceso inflacionista, podamos tener alguna dificultad con el índice de inflación que se expone sucedió en el pasado. Nos puede llevar, en un primer momento, a la idea equivocada de que se han violado, con un crecimiento tan rápido, las reglas de Einstein que impiden viajar más veloz que la luz, y, si un cuerpo material viajó desde la línea de partida que señalan los 10^-35 segundos hasta aquella otra que marca la dimensión de una naranja…¡su velocidad excedió a la de la luz!

Claro que la respuesta a que algo sobrepasara la velocidad de la luz, c, es sencilla: NO, nada ha sido en nuestro universo más rápido que la luz viajando, y la explicación está en el hecho cierto de que no se trata de algo pudiera ir tan rápido, sino que, por el contrario, en lugar de que un objeto material vciajara por el espacio, lo que ocurrió es que fue el espacio mismo el que se infló -acordaos de la masa de pan que crece llevando las pasas como adorno-, y, ahora, esa expansión hace que las galaxias -las pasas de la masa-, se alejen cada vez más las unas de las otras, haciendo el universo más grande y frío cada vez.

Así que, con la expansión o inflación, ningún cuerpo material se movió a grandes velocidades en el espacio, ya que, fue el espacio mismo el que creció y, de alguna manera, su tremenda expansión, incidió sobre los objetos que contenía que, de esa manera, pasaron de estar muy juntos a estar muy separados. Las reglas contra el viaje a velocidades superiores a la de la luz sólo se aplican al movimiento al movimiento dentro del espacio, no al movimiento del espacio. Así no hay contradicción, aunque a primera vista pudiera parecerlo.

Las consecuencias del período de rápida  expansión se puede describir mejor con referencia a la visión einsteniana de la gravitación. Antes de que el universo tuviera 10^-35 segundos de edad, es de suponer que había algún tipo de distribución de materia. A causa de esa materia, el espacio-tiempo tendrá alguna forma característica.

Se dice que el espacio está arrugado y, conforme a la expansión, el universo será plano independientemente de la forma en que pudiera empezar encogido y arrugado para después expandirse y hacerse cada vez más plano, grande, de menor densidad y frío. La lisura no es ningún accidente, es la consecuencia necesaria de la física de la congelación que tuvo lugar en el segundo 10^-35.

Los aceleradores construidos en los años cuarenta y cincuenta llegaron hasta la marca de un segundo.  El Tevatrón del Fermilab llevó el límite a menos de una milmillonésima de segundo después del comienzo del Tiempo.  El nuevo LHC proporcionara un atisbo del medio cósmico cuando el Universo tenía menos de una billonésima de segundo de edad.

Esa es una edad bastante temprana: una diez billonésima de segundo es menos que un pestañeo con los párpados en toda la historia humana registrada.  A pesar de ello, extrañamente, la investigación de la evolución del Universo recién nacido indica que ocurrieron muchas cosas aún antes,  durante la primera ínfima fracción de un segundo.

Todos los teóricos han tratado de elaborar una explicación coherente de los primeros momentos de la historia cósmica.  Por supuesto, sus ideas fueron esquemáticas e incompletas, muchas de sus conjeturas, sin duda, se juzgaran deformadas o sencillamente erróneas, pero constituyeron una crónica mucho más aclaradora del Universo primitivo que la que teníamos antes.

Empleamos todos los medios a nuestro alcance e ideamos nuevos ingenios para poder asomarnos a las escalas más extremas del universo, con los telescopios queremos llegar hasta las primeras gaalxias y, con los aceleradores de partículas nos queremos asomar a ese momento primero en el que se formó la materia.

A los cien millones de años desde el comienzo del tiempo, aún no se habían formado las estrellas, si acaso, algunas más precoces.  Aparte de sus escasas y humeantes almenaras, el Universo era una sopa oscura de gas hidrógeno y helio, arremolinándose aquí y allá para formar proto-galaxias.

A la edad de mil millones de años, el Universo tiene un aspecto muy diferente.  El núcleo de la joven Vía Láctea arde brillantemente, arrojando las sobras de cumulonimbos galácticos a través del oscuro disco; en su centro brilla un quásar blanco-azulado.  El disco, aún en proceso de formación, es confuso y está lleno de polvo y gas; divide en dos partes un halo esférico que será oscuro en nuestros días, pero a la sazón corona la galaxia con un brillante conjunto de estrellas calientes de primera generación.

Nuestras galaxias vecinas del supercúmulo de Virgo están relativamente cerca; la expansión del Universo aún no ha tenido tiempo de alejarlas a las distancias-unas decenas de millones de años-luz a las que las encontraremos ahora.   El Universo es aún altamente radiactivo.  Torrentes de rayos cósmicos llueven a través de nosotros en cada milisegundo, y si hay vida en ese tiempo, probablemente está en rápida mutación.

El Supercúmulo de Virgo, o Supercúmulo Local, es el supercúmulo de galaxias que contiene al Grupo Local y con él, a nuestra galaxia, la Vía Láctea. Tiene la forma de un disco plano, con un diámetro de 200 millones de años luz. El supercúmulo contiene alrededor de 100 grupos y cúmulos de galaxias, y está dominado por el cúmulo de Virgo, localizado cerca de su centro. El Grupo Local está localizado cerca del borde del cúmulo de Virgo, al cual es atraído.

Hay algo que es conocido por el término técnico de desacoplamiento de fotones, en ese momento, la oscuridad es reemplazada por una deslumbrante luz blanca, se cree que ocurrió cuando el Universo tenía un millón de años.   El ubicuo gas cósmico en aquel momento se había enrarecido los suficientes como para permitir que partículas ligeras –los fotones– atraviesen distancias grandes sin chocar con partículas de materia y ser reabsorbidas.

(Hay gran cantidad de fotones en reserva, porque el Universo es rico en partículas cargadas eléctricamente, que generan energía electromagnética, cuyo cuanto es el fotón.) Es esa gran efusión de luz, muy corrida al rojo y enrarecida por  la expansión del Universo, la que los seres humanos, miles de millones de años después, detectaran con radiotelescopios y la llamaran la radiación cósmica de fondo de microondas. Esta época de “sea la luz” tiene un importante efecto sobre la estructura de la materia.  Los electrones, aliviados del constante acoso de los fotones, son ahora libres de establecerse en órbita alrededor de los núcleos, formando átomos de hidrógeno y de helio.

Poco a poco, el Universo evolucionó y continuó expandiéndose mientras se formaban nuevas galaxias

Disponiendo de átomos, la química puede avanzar, para conducir, mucho tiempo después, a la formación de alcohol y formaldehído en las nubes interestelares y la construcción de moléculas bióticas en los océanos de la Tierra primitiva. La temperatura ambiente del Universo se eleva rápidamente cuanto más marchamos hacia atrás en el tiempo, a los cinco minutos del big bang es de 1.000 millones de grados kelvin.

Por elevada que se esta energía, a la edad de cinco minutos el Universo ya se ha enfriado lo suficiente para que los nucleones permanezcan unidos y formen núcleos atómicos.  Podríamos haber comptemplado a protones y neutrones unirse para formar núcleos de deuterio (una forma de hidrógeno), y a los núcleos de deuterio aparearse para formar núcleos de helio (dos protones y  dos neutrones). De esta manera, un cuarto de toda la materia del Universo se combina en núcleos de helio, junto con rastros de deuterio, helio-3 (dos protones y un neutrón) y litio.   Todo el  proceso, se cree que termina en tres minutos y veinte  segundos.

Asomarse a la historia del universo puede ser un viaje alucinante que nos cuente cómo pudieron pasar las cosas para que ahora, el Universo sea tal como lo podemos contemplar y, para que eso haya sido posible, mucha imaginación hemos tenido que emplear para poder inventar artilugios y generar ideas que, inspiradas en la observación y el experimento, nos llevaron a saber…¡lo poco que sabemos!

Emilio Silvera Vázquez

¡El Universo! Que trataba de explicar en la parte I de este trabajo, en el que, sin quererlo, me remonté a aquellos primeros momentos, cuando nacieron el espacio y el tiempo y se fraguó, la materia misma que podemos ver y de la que todo está hecho, desde el objeto más diminuto hasta la más inmensa galaxia.

Antes de alrededor de un minuto y cuarenta segundos desde el comienzo del tiempo,  se supone que no había núcleos atómicos estables.  El nivel de energía en el ambiente es mayor que la energía de unión nuclear. Por consiguiente, todos los núcleos que se forman, se destruyen de nuevo rápidamente.

Alrededor de un segundo desde el comienzo del tiempo, llegamos a la época de desacoplamiento de los neutrinos.  Aunque en esa época el Universo es extremadamente denso (y tan caliente como la explosión de una bomba de hidrógeno), ya ha empezado a parecer vacío a los neutrinos.  Puesto que los neutrinos sólo reaccionan a la fuerza débil, que tiene un alcance extremadamente corto, ahora pueden escapar de sus garras y volar indefinidamente sin experimentar ninguna otra interacción.

Así, emancipados, en lo sucesivo son libres de vagar por el Universo a su manera indiferente, volando a través de la mayor parte  de la materia como si no existiese. (Diez trillones de neutrinos atravesarán sin causar daños el cerebro y el cuerpo de cada uno de ustedes en el tiempo que os lleve leer esta página.  Y en el tiempo en que hayan leído esta frase estarán más lejos que la Luna).

En menos de un siglo, el neutrino pasó de una partícula fantasma – propuesta en 1930 por el físico austríaco Wolfgang Pauli (1900-1958) a explicar el balance de energía en una forma de radioactividad,  el llamado decaimiento beta, en una sonda capaz de escrutar el interior de estrellas y de la propia Tierra.

De esa manera, oleadas de neutrinos liberados en un segundo después del Big Bang persiste aún después, formando una radiación cósmica de fondo de neutrinos semejante a la radiación de fondo de microondas producida por el desacoplamiento de los fotones.

Si los neutrinos “cósmicos” -como se los llama para diferenciarlos de los neutrinos liberados más tarde por las supernovas- pudiesen ser observador por un telescopio de neutrinos de alguna clase, proporcionarían una visión directa del Universo cuando sólo tenía un segundo. A medida que retrocedemos en el tiempo, el Universo se vuelve más denso y más caliente, y el nivel de  estructura que puede existir se hace cada vez más rudimentario.

Por supuesto, en ese tiempo, no hay moléculas, ni átomos, ni núcleos atómicos, y, a 10-⁶ (0.000001) de segundo después del comienzo del tiempo, tampoco hay neutrones ni protones.  El Universo es un océano de quarks libres y otras partículas elementales.

Si nos tomamos el trabajo de contarlos, hallaremos que por cada mil millones de antiquarks existen mil millones y un quark.  Esta asimetría es importante.  Los pocos quarks en exceso destinados a sobrevivir a la aniquilación general quark-antiquark formaran todos los átomos de materia del Universo del último día.  Se desconoce el origen de la desigualdad; presumiblemente obedezca a la ruptura de una simetría materia antimateria en alguna etapa anterior. Nada hemos podido saber de lo que pasó antes del Tiempo de Planck.

Nos aproximamos a un tiempo en que las estructuras básicas de las leyes naturales, y no sólo las de las partículas y campos cuya conducta dictaban, cambiaron a medida que evolucionó el Universo. La primera transición semejante se produjo en los 10^-11 de segundo después del comienzo del tiempo, cuando las funciones de las fuerzas débiles y electromagnéticas se regían por una sola fuerza, la electrodébil.  Ahora hay bastante energía ambiente para permitir la creación y el mantenimiento de gran número de bosones w y z.

Debajo de este bonito conjunto que es el CERN, está el famoso acelerador LHC que intenta llegar a ese pasado que aquí estamos descubriendo ahora. Aquellos primeros momentos, cuando el Tiempo y el espacio hicieron su aparición para dar cobijo a la materia.

Así que estas partículas, los bosones w± y z °–las mismas cuya aparición en el acelerador del CERN verificó la teoría electrodébil– son las mediadoras intercambiables en las interacciones de fuerzas electromagnéticas y débiles, lo que las hace indistinguibles.  En ese tiempo, el Universo está gobernando sólo por tres fuerzas: la gravedad, la interacción nuclear fuerte y la electrodébil.

Más atrás de ese tiempo nos quedamos en el misterio y envueltos en una gran nebulosa de ignorancia.  Cada uno se despacha a su gusto para lanzar conjeturas y teorizar sobre lo que pudo haber sido.   Seguramente, es posible que en el futuro, sea la teoría M (de supercuerdas) la que contestará esas preguntas sin respuestas ahora.

En los 10^-35 de segundo desde el comienzo del tiempo, entramos en un ámbito en el que las condiciones cósmicas son aún menos conocidas.  Si las grandes teorías unificadas son correctas, se produjo una ruptura de la simetría por la que la fuerza electronuclear unificada se escindió en las fuerzas electrodébil y las fuertes.  Si es correcta la teoría de la supersimetría, la transición puede haberse producido antes, había involucrado a la gravitación.

Aún no había Carbono que se produciría mucho más tarde, en las estrellas, mediante el proceso triple alfa. El proceso triple alfa es el proceso por el cual tres núcleos de helio (partículas alfa) se transforman en un núcleo de carbono. Esta reacción nuclear de fusión solo ocurre a velocidades apreciables a temperaturas por encima de 100 000 000 kelvin y en núcleos estelares con una gran abundancia de helio (abajo gráfico).

En el universo temprano la primera materia (hidrógeno y Helio) era llevada por la fuerza de gravedad a conformarse en grandes conglomerados de gas y polvo que interaccionan y producían calor y formaron las primeras estrellas.

Elaborar una teoría totalmente unificada es tratar de comprender lo que ocurrió en ese tiempo remoto que, según los últimos estudios está situado entre 13.700 y 15.000 millones de años, cuando la perfecta simetría -que se pensaba, caracterizó el Universo-, se hizo añicos para dar lugar a las simetrías rotas que hallamos a nuestro alrededor y que nos trajo las fuerzas y constantes Universales que,  paradójicamente, hicieron posible nuestra aparición para que ahora, sea posible que, alguien como yo esté contando lo que pasó.

La era de Planck

Realmente, carecemos de una teoría que nos explique lo que pasó en aquellos primeros momentos y, hasta que no tengamos tal teoría no podemos esperar comprender lo que realmente ocurrió en ese Universo niño.  Los límites de nuestras conjeturas actuales cuando la edad del Universo sólo es de 10^-43 de segundo, nos da la única respuesta de encontrarnos ante una puerta cerrada. Del otro lado de esa puerta está la época de Planck, un tiempo en que la atracción gravitatoria ejercida por cada partícula era comparable en intensidad a la fuerza nuclear fuerte.

Así que, llegados a este punto podemos decir que la clave teórica que podría abrir esa puerta sería una teoría unificada que incluyese la gravitación, es decir, una teoría cuántica-gravitatoria que uniese, de una vez por todas, a Planck y Einsteins que, aunque eran muy amigos, no parecen que sus teorías (la Mecánica Cuántica) y (la Relatividad General) se lleven de maravilla.

Emilio Silvera Vázquez