Big Bang

01 · Origen del modelo

La idea moderna del Big Bang nació en la confluencia de tres líneas independientes en los años 1920-30:

• Alexander Friedmann (1922) y Georges Lemaître (1927) derivan a partir de la relatividad general que el universo no puede ser estático: debe expandirse o contraerse. Lemaître propone explícitamente un "átomo primordial" como origen.
• Edwin Hubble (1929) descubre que las galaxias se alejan unas de otras a velocidades proporcionales a su distancia (ley de Hubble), confirmando la expansión observacionalmente.
• George Gamow, Ralph Alpher y Robert Herman (1948) predicen que si el universo emergió de un estado caliente, debería existir una radiación de fondo residual a unos pocos Kelvin.

La predicción del CMB se confirmó accidentalmente en 1965 cuando Arno Penzias y Robert Wilson detectaron un ruido isótropo a 4 GHz mientras calibraban una antena de Bell Labs. Premio Nobel 1978.

02 · Cronología cósmica

El modelo Big Bang divide la historia del universo en eras según la física dominante. Las fronteras son aproximadas:

03 · Inflación cósmica

Entre los 10⁻³⁶ y 10⁻³² segundos después del inicio, el universo experimentó una expansión exponencial que multiplicó su tamaño por un factor de al menos 10²⁶. Esta hipótesis, propuesta por Alan Guth en 1980, resuelve tres problemas del modelo Big Bang básico:

• Problema del horizonte — ¿por qué regiones del universo que nunca pudieron estar en contacto causal tienen la misma temperatura? Respuesta: estaban en contacto antes de la inflación, que las separó muy rápidamente.
• Problema de la planitud — ¿por qué el universo es geométricamente plano con tanta precisión? Respuesta: la inflación estiró cualquier curvatura inicial hasta la indetectabilidad.
• Problema de los monopolos — ¿por qué no observamos monopolos magnéticos predichos por GUT? Respuesta: la inflación los diluyó hasta concentraciones despreciables.

Las fluctuaciones cuánticas durante la inflación se amplificaron a escalas cosmológicas y son las semillas de toda la estructura que observamos hoy: galaxias, cúmulos, vacíos. El espectro de potencias predicho coincide con extraordinaria precisión con las medidas del CMB por COBE, WMAP y Planck.

04 · Nucleosíntesis primordial

A los 3 minutos del Big Bang, el universo se enfrió lo suficiente (~10⁹ K) para que los protones y neutrones se combinaran en núcleos atómicos estables. Las abundancias predichas por la teoría son:

• Hidrógeno: ~75% (en masa).
• Helio-4: ~25%.
• Helio-3, Deuterio, Litio-7: trazas (10⁻⁴ a 10⁻¹⁰).

Estas abundancias se observan en estrellas viejas y nubes intergalácticas con composición primordial — y coinciden con las predicciones de la nucleosíntesis primordial dentro del 1% para He-4 y dentro de un orden de magnitud para Li-7 (la "anomalía del litio" sigue siendo un puzle abierto).

05 · Recombinación y CMB

A los 380.000 años, el universo se enfrió a ~3.000 K y los electrones libres se combinaron con núcleos para formar los primeros átomos neutros. Este evento se llama recombinación (el nombre es tradicional aunque inexacto: era la primera combinación, no recombinación).

Antes de la recombinación, los fotones se dispersaban constantemente con los electrones libres — el universo era opaco. Tras ella, los fotones pudieron viajar libremente. Esos fotones liberados son lo que hoy detectamos como fondo cósmico de microondas (CMB) — la "luz más antigua" del universo, ahora estirada por la expansión hasta aparecer como microondas a 2.7255 K.

06 · Composición del universo (modelo ΛCDM)

Las observaciones combinadas de CMB (Planck), supernovas Ia y BAO (oscilaciones acústicas bariónicas) determinan con precisión la composición del universo:

El modelo se llama ΛCDM por sus dos componentes dominantes: Λ (constante cosmológica = energía oscura) y CDM (Cold Dark Matter = materia oscura fría). Es el modelo estándar de la cosmología desde finales de los años 1990.

07 · Tensiones y problemas abiertos

A pesar de su éxito, ΛCDM tiene grietas crecientes:

• Tensión de Hubble — las medidas de H₀ desde el universo cercano (supernovas Ia, ~73 km/s/Mpc) no coinciden con las del CMB (~67.4 km/s/Mpc). La discrepancia es estadísticamente >5σ y no se ha resuelto. Posibles soluciones: nueva física en los primeros 100.000 años, cambios en la energía oscura, o errores sistemáticos no detectados.
• Tensión S₈ — discrepancia menor entre amplitud de fluctuaciones del CMB y observaciones de lensing débil.
• Naturaleza de la materia oscura — ningún experimento directo (LUX-ZEPLIN, XENONnT) la ha detectado. WIMPs y axiones son candidatos teóricos prominentes.
• Naturaleza de la energía oscura — DESI (2024) sugiere que evoluciona con el tiempo en lugar de ser una constante. Si se confirma, ΛCDM necesita revisión.

08 · Futuro del universo

En el modelo ΛCDM con energía oscura constante:

• +1 Ga: la formación estelar global declina rápidamente (gas se consume).
• +5 Ga: el Sol se convierte en gigante roja; la fusión Vía Láctea-Andrómeda comienza.
• +10¹⁴ años: las últimas estrellas (enanas rojas) agotan su combustible.
• +10⁴⁰ años: la mayoría de la materia ha decaído (si los protones decaen).
• +10¹⁰⁰ años: los agujeros negros se evaporan por radiación de Hawking.

El destino último depende de si Λ es realmente constante. Si crece (escenario de "Big Rip") el universo se desgarrará en escalas progresivamente menores. Si decae a cero, la expansión podría detenerse y revertirse ("Big Crunch"). Las observaciones actuales no descartan ninguna posibilidad — pero todas son fenómenos a escalas mucho mayores que la edad actual del universo.