Que es el Big Bang, en que consiste, de que trata; significado, definición, concepto

Que es el Big Bang, en que consiste, de que trata; significado, definición, concepto; cual es, fue; cuanto sabes; de que está compuesto; para qué es; porqué ocurrió; quien descubrió, qué entiendes por.

En un artículo anterior hablamos levemente del origen del universo y por supuesto mencionábamos de paso el Big Bang. ¿Qué es el Big Bang? ¿Cómo llegamos los seres humanos a este concepto? ¿Qué implicaciones tiene para el futuro de la especie? Estos son algunos de los interrogantes que trataremos de determinar.
La física clásica pensaba en un universo estático, definido; inclusive Albert Einstein, cuando en 1915 formuló su teoría de la relatividad general (diferente de la teoría de la relatividad, donde no manejaba la gravedad, y que pasaría a llamarse teoría de la relatividad especial[1]) se aferró a la idea. Allí el tiempo y el espacio son el escenario pasivo donde transcurren los acontecimientos; sus ecuaciones demostraban que el universo estaba lleno de materia y que ésta deforma el espacio-tiempo de tal manera que los cuerpos se atraen (la gravedad)…o sea que sus cálculos matemáticos implicaban un universo dinámico [2].
No obstante Einstein, para continuar su idea de un universo estático, conjeturó una constante cosmológica que contrarrestara la fuerza de gravedad e hiciera a su vez que los cuerpos se repelieran. Sin embargo hubo alguien que se propuso desarrollar la teoría general de la relatividad sin el añadido posterior de la constante cosmológica [3].
El ruso Aleksandre Aleksandrovich Friedmann (o Alexander Friedman)[4] fue ese sujeto. Friedmann, por el año 1922, encontró que podía haber varios modelos de universo. Generalmente las teorías se basan en hipótesis o supuestos (Véase teoría), añadiendo que una teoría puede ser también un modelo del universo o de una parte de él, que involucra la relación entre las magnitudes del modelo. Pues bien, Friedmann basó su desarrollo en dos presunciones:1- ) el universo parece el mismo desde cualquier dirección desde donde se le observe; 2- ) esto también sería cierto si se le observase desde otro lugar.[5]

El primer modelo de Friedmann podemos resumirlo así: un universo en expansión, que lo hace lentamente, tanto que en un momento dado la fuerza gravitacional entre las galaxias hará se detenga la expansión y empiece a contraerse.[6] Dentro de este esquema, el universo es finito en extensión, pero no se le conoce fin. Es como la superficie de la tierra pero en tres dimensiones; o sea que andando en línea recta uno presumiblemente llegaría al mismo punto de partida, aclarando, que debe hacerlo antes que el universo colapse y debería hacerlo más rápido que la velocidad de la luz (lo cual es imposible). Las galaxias se alejan entre sí, todas, sin un centro aparente; la velocidad de separación entre dos galaxias que se alejan entre sí, es proporcional a la distancia entre ellas…o sea que entre más lejos estén entre sí, mayor velocidad de separación se percibe y viceversa. Esto implicaría, echando mano del Efecto Doppler[7], que veríamos señales luminosas desplazadas hacia el rojo.En el modelo dos resultante del ejercicio de Friedman, tenemos un universo en expansión rápida y perenne (aunque la fuerza de gravedad lo frena un poco), con un espacio curvado negativamente, como una silla de montar e infinito en extensión. En el modelo tres, vemos un universo expandiéndose solo con la velocidad justa para no colapsarse (asumiendo solo la velocidad crítica necesaria); aquí el espacio no es curvo pero si es infinito. Esas fueron grosso modo las variantes sugeridas por Friedman. Llevaban implícita la afirmación que en algún momento del pasado las galaxias han de haber estado juntas, con una distancia cero entre ellas. 

En 1924, Edwin Powel Hubble demostró que nuestra galaxia no era la única. Edwin Hubble no era matemático, lo suyo era la astronomía; por medio de observaciones reiteradas llegó a esta conclusión, que cambiaría nuestra percepción del universo. Cinco años más tarde, estableciendo las distancias de varias galaxias respecto de nosotros, descubrió que efectivamente las luminosidades recibidas de estas estaban corridas hacia el rojo, lo que implicaba que se estaban alejando de nosotros[8]. Esto implicaba que el universo estaba expandiéndose.Pero las cosas no paraban allí.

También en 1927 Georges Lemaître[9] había llegado a conclusiones matemáticas semejantes a las de Friedmann sin haber tenido contacto con este trabajo del físico ruso. Por supuesto también afirmaban sus conclusiones que el universo se estaba expandiendo. Cuatro años más tarde, y conociendo el trabajo de Hubble, propuso la idea del “huevo primigenio” o “huevo cósmico”, como punto de partida para el universo en expansión.

En 1948 el físico y cosmólogo ruso, George Gamow (Georgy Antonovich Gamov), conocedor del trabajo de Friedman, había sugerido que el universo en sus primeros instantes debió haber sido muy caliente y denso.Mientras tanto Philip James Edwin Peebles y Robert Dickie, elaboraban el cuerpo teórico de la sugerencia de Gamow. Dentro de sus conclusiones, argüían que aún deberíamos ser capaces de ver el resplandor de los inicios del universo, resaltando que dicha radiación estaría supremamente corrida hacia el rojo dadas las distancias recorridas, cual podrían serlo las ondas microondas.

En 1965 Arno Penzias y Robert Wilson estaban trabajando con antenas detectoras de microondas (ondas muy pequeñas) muy sensibles. Percibieron un ruido adicional recurrente, independientemente de hacia donde apuntaran sus detectores; asumieron que esta radiación microondas provenía de fuera de la atmósfera, dado que era constante sin importar hacia donde apuntaran sus sensores. Pero como el ruido persistía, sin importar las estaciones (giro de la tierra alrededor del sol) o si era de día o de noche, concluyeron que se trataba de radiaciones provenientes más allá del sistema solar. Este evento confirmó el primer supuesto de Friedman respecto a que el universo podría parecernos el mismo independientemente desde donde lo observáramos. Y no solo eso, confirmó también los supuestos teóricos de Gamow, Philip James Edwin Peebles y Robert Dickie. Este ha sido el proceso histórico para llegar al término Big Bang y sus consecuencias.

¿Porque se llama Big Bang?

En 1950 Sir Fred Hoyle, defensor de un modelo de universo estacionario, tratando de burlarse del modelo expansivo, lo llamó Big Bang, el gran estallido y así quedó rotulado.
Al parecer la densidad inicial del universo era del orden de un billón de billones de billones de billones de billones de billones (un 1 seguido de 72 ceros) de toneladas por centímetro cúbico, con una temperatura inicial medible en por lo menos trillones de grados Kelvin. Una cienmilésima de segundo después, la temperatura llegaba a un billón de grados Kelvin y la materia constituida por partículas elementales, se creaban y destruían cíclicamente.
Después de una décima de segundo los protones y neutrones formados empezaban a ser estables; mientras tanto la temperatura descendía a 100.000 millones de grados. El diámetro de este universo expansivo, era de unos cuatro años luz (algo así como 40 billones de kilómetros).A los tres minutos la temperatura descendió a 1.000 millones de grados. La llamada interacción fuerte, la más intensa de las cuatro fuerzas del cosmos, hizo que protones y neutrones, se asociaran, formando núcleos atómicos estables; el 75% se volvió Hidrógeno y el 25% restante, Helio. 500.000 años después, la temperatura bajó a 5.000 grados; las fuerzas electromagnéticas permitieron la formación de átomos, empezando a existir, materia. La polaridad del universo sigue constante aunque se enfría progresivamente. 

¿El fin del mundo? 

Si nuestro universo hubiera de terminar (Big Crunch), esto querría decir que al menos tres protones o su equivalente en masa, por cada 1000 litros de volumen espacial (densidad crítica) empezarían a frenar el proceso expansivo; esta reversión de expansión a contracción ocurriría luego de 119.000 millones de años. Si usted es crédulo, sepa que cualquier concepto de divinidad creadora no es excluyente con el Big Bang, solo determina que de haber existido creación, esta empezó tan solo en el Big Bang, pues ante de este evento, no había tiempo ni espacio.[10]
[1] Formulada en 1905, echando abajo el vetusto concepto del éter inmóvil, echando abajo la noción del tiempo universal y estableciendo la noción del tiempo subjetivo como percepción personal.
[2] Está implícito que se contraía o se expandía, al menos para nosotros, a partir de su modelo.
[3] Se trataba de hallar las soluciones posibles, matemáticamente hablando a estas ecuaciones.
[4] 1888-1925. Como se aprecia, falleció muy joven, a los 37 años, víctima de una neumonía.
[5] Si bien los modelos matemáticos son abstracciones que idealizan la “presunta” realidad, uno se cuestionaría que el aspecto visual de galaxias y astros en general difiere drásticamente entre ellos. Ahora, tomando a gran escala el universo, se nota que en cualquier dirección que se observe el universo hay aproximadamente el mismo número de galaxias. O sea que estas presunciones son algo así como una burda percepción de la realidad…al menos eso se creía por estas fechas.
[6] ¡Vaya berenjenal! Entonces para saber si el universo continuará expandiéndose o se contraerá, debemos conocer otras variables como el ritmo actual de expansión y la densidad media presente, de tal forma que esto nos permita calcular un valor crítico a partir del cual la expansión perenne es posible o la contracción del universo, respectivamente. De seguro Friedmann no se preocupó por calcular este valor crítico.
[7] ¿Qué es el efecto Doppler? El efecto Doppler hace una relación matemática entre frecuencia y velocidad de las ondas en general, determinando las modificaciones de la longitud de onda difundida o absorbida por cualquier cuerpo en movimiento. Por ejemplo, un objeto emitiendo una onda sonora se acerca a nosotros, sería escuchado por nosotros más agudo que un objeto que estuviera emitiendo una onda sonora y se alejara de nosotros. Siendo la luz una onda, por supuesto emite frecuencia y se mueve a una velocidad, solo que sus cifras son considerablemente más elevadas que las ondas sonoras. Nuestros colores son en esencia distintas frecuencia de luz, las más bajas (“graves”) tienden hacia el rojo y las más elevadas hacia el azul (“agudas”).
[8] Pero este corrimiento hacia el rojo era proporcional a la distancia que nos separa de ellas. O sea, como Friedman había predicho en su modelo.
[9] Religioso, astrofísico belga.
[10] HAWKING STEPHEN. Historia del tiempo. Del Big Bang a los agujeros negros. Editorial crítica (Grupo editorial Grijalbo, Bogotá 1988). VELEZ ANTONIO. Del Big Bang al Homo sapiens. Editorial Universidad de Antioquia. Medellín, 1998.