Big Bang

01 · ¿Quién propuso la teoría del Big Bang?

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. Recibieron el Nobel de Física de 1978 por ese descubrimiento.

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: casi todo el resto, unas tres cuartas partes de la masa.
• Helio-4: un 24,5 % de la masa (Yp = 0,2448), según el Particle Data Group.
• Helio-3, Deuterio, Litio-7: trazas (10⁻⁴ a 10⁻¹⁰).

Estas abundancias se observan en estrellas viejas y nubes intergalácticas con composición primordial. El helio y el deuterio coinciden con las predicciones de la nucleosíntesis primordial. El litio-7 no: las estrellas viejas muestran menos litio del predicho. Es la "anomalía del litio", y sigue abierta.

05 · Recombinación y CMB

A los 380 000 años, el universo se enfrió a unos 3000 K, según la ESA, 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. Su temperatura actual es de 2,7255 K. Sus diferencias de temperatura entre zonas del cielo son de 1 parte en 100 000.

06 · ¿De qué está hecho el universo? Composición según ΛCDM

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

Son los valores del ajuste de Planck 2018 que recoge el Particle Data Group: 4,9 % de materia ordinaria, 26,5 % de materia oscura y 68,5 % de energía oscura. Sustituyen a las cifras de Planck 2013, algo distintas. La densidad crítica que separa un universo abierto de uno cerrado es, según la misma tabla del PDG, de unos 8,5 × 10⁻²⁷ kg/m³ con H₀ = 67,4 km/s/Mpc.

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 en el universo cercano no coinciden con las del CMB. Con cefeidas y supernovas Ia, el equipo SH0ES obtiene 73,04 ± 1,04 km/s/Mpc. Planck deduce 67,4 ± 0,5 km/s/Mpc. La diferencia es de 5σ y no se ha resuelto. Posibles soluciones: nueva física antes de la recombinación, 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 apuntó en 2024 que podría evolucionar con el tiempo en lugar de ser una constante. Su segunda entrega de datos, de marzo de 2025, reforzó el indicio: entre 2,8σ y 4,2σ según las supernovas que se combinen. No llega aún a los 5σ de un descubrimiento. Si se confirma, ΛCDM necesita revisión.

08 · Futuro del universo

En el modelo ΛCDM con energía oscura constante:

• Ya en curso: la formación estelar global tocó techo unos 3500 millones de años tras el Big Bang y declina desde entonces, a medida que se consume el gas.
• +5 Ga: el Sol se convierte en gigante roja. El choque Vía Láctea-Andrómeda, que se daba por hecho en unos 4500 millones de años, es hoy menos seguro: con datos de Hubble y Gaia, la probabilidad de colisión en 10 000 millones de años es del 50 % (estudio de 2025).
• +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. Solo si se volviera negativa la expansión podría detenerse y revertirse ("Big Crunch"); si decae a cero, la expansión continúa, aunque frenándose. Las observaciones actuales no descartan ninguna posibilidad — pero todas son fenómenos a escalas mucho mayores que la edad actual del universo.