Curiosidades

La cifra no sale de contar nada, sino de ajustar un modelo. El satélite Planck de la Agencia Espacial Europea cartografió entre 2009 y 2013 el resplandor que dejó el universo joven, y el tamaño de sus manchas de temperatura depende de la edad, de la densidad y del ritmo de expansión. Al encajar todas esas piezas a la vez sale 13 787 ± 20 millones de años.

Conviene saborear el dato: la incertidumbre es de una milésima y media, un 0,15 %. Y hay una comprobación independiente que tranquiliza mucho: las estrellas más viejas que conocemos, las de los cúmulos globulares, rondan según las estimaciones actuales los 13 000 millones de años. Ninguna sale más vieja que el universo, que es exactamente lo que debía ocurrir.

La imagen de una bomba que estalla en medio del vacío y lanza materia hacia fuera es, sencillamente, falsa. El Big Bang no tuvo centro ni borde. Describe un estado en el que todo el universo, no una región suya, estaba caliente y denso, y a partir del cual las distancias entre las cosas empezaron a crecer.

Por eso todas las galaxias lejanas parecen alejarse de nosotros, y por eso un astrónomo de cualquiera de ellas vería exactamente lo mismo mirando hacia aquí. No estamos en el centro de nada. Una ayuda casera: imagina un bizcocho con pasas metido en el horno. La masa crece, cada pasa se separa de todas las demás y ninguna pasa es el centro del bizcocho.

Ese resplandor se llama fondo cósmico de microondas y llena el universo entero: viene de todas las direcciones, con la misma intensidad. Su espectro es el de un cuerpo negro casi perfecto, el más perfecto que se ha medido nunca en la naturaleza, y su temperatura se conoce con cinco cifras decimales gracias al instrumento FIRAS del satélite COBE.

Aquellos fotones se liberaron cuando el universo era una sopa a unos 3000 kelvin, más caliente que el filamento de una bombilla incandescente antigua. Llevan desde entonces viajando, y la expansión del espacio ha estirado sus ondas hasta el rango de las microondas. No están «lejos»: nos atraviesan ahora mismo, unos 400 fotones en cada centímetro cúbico de tu habitación.

Trabajaban en los laboratorios Bell con una antena de bocina de seis metros en Holmdel (Nueva Jersey), y buscaban un origen mundano para una señal molesta. En su artículo, de apenas dos páginas, cuentan que taparon con cinta de aluminio todas las costuras del cuerno, comprobaron las juntas giratorias, midieron la absorción atmosférica y la radiación del suelo. Al restarlo todo quedaban 3,5 ± 1,0 kelvin sin explicar.

El ruido era isótropo, no estaba polarizado y no cambiaba con las estaciones del año, tres pistas de que no procedía ni de la Tierra ni de la Vía Láctea. En el mismo número de la revista, un equipo de Princeton publicaba la interpretación: era la radiación fósil del universo caliente. Penzias y Wilson recibieron el Nobel de Física en 1978.

Antes de ese momento, la materia era un plasma de núcleos y electrones libres. Los fotones no podían avanzar en línea recta: chocaban una y otra vez con los electrones, igual que la luz se pierde dentro de una nube. No había nada que ver, aunque el universo estuviera bañado en luz.

Cuando la temperatura bajó hasta unos 3000 kelvin, los electrones quedaron atrapados por los núcleos y se formaron los primeros átomos neutros. De pronto la niebla se despejó y los fotones pudieron viajar libres. Ese instante se llama recombinación, y la superficie de la que salió esa luz es lo más lejos que podemos mirar con telescopios ópticos o de radio: más allá, el universo es sencillamente opaco.

Las proporciones salen del ajuste de Planck: los átomos aportan el 4,9 % de la densidad total, la materia oscura el 26,5 % y la energía oscura el 68,5 %. Es decir, el catálogo completo de todo lo que hemos visto y tocado en la historia de la ciencia describe apenas una vigésima parte del universo.

Conviene ser honestos con las palabras. «Oscura» no significa negra ni misteriosa por capricho: significa que no emite ni absorbe luz y que solo la detectamos por su gravedad. Sabemos que la materia oscura está ahí porque las galaxias giran demasiado rápido para la masa visible que tienen y porque su gravedad curva la luz de lo que hay detrás. Qué es exactamente, todavía no lo sabemos.

Parece una contradicción y no lo es. Un año luz es una distancia, la que recorre la luz en un año: 9,461 billones de kilómetros. Si la luz del fondo cósmico ha viajado 13 787 millones de años, cabría esperar que su fuente estuviera a 13 787 millones de años luz. Pero mientras esos fotones viajaban, el espacio que atravesaban no se estaba quieto: crecía.

La materia que emitió aquella luz está hoy, contando la expansión acumulada, a unos 46 500 millones de años luz. Ese es el radio de nuestra burbuja observable, unos 93 000 millones de años luz de diámetro. Y ojo: es el límite de lo que podemos ver, no el tamaño del universo. Más allá casi con seguridad sigue habiendo universo, pero su luz aún no ha tenido tiempo de alcanzarnos.

Con el ritmo de expansión medido por Planck (67,4 kilómetros por segundo y por megapársec), la densidad crítica del universo sale de unos 8,5 × 10⁻²⁷ kilogramos por metro cúbico. Traducido a algo imaginable: como cinco átomos de hidrógeno en cada metro cúbico, repartidos por todas partes.

Y esa cifra incluye la materia oscura y la energía oscura. Si nos quedamos solo con la materia normal, la de los átomos, queda menos de un átomo por cada cuatro metros cúbicos. El mejor vacío que sabemos fabricar en un laboratorio sigue siendo cientos de millones de veces más denso que eso. Que existan estrellas, planetas y personas es consecuencia de que la gravedad ha tenido 13 787 millones de años para juntar ese material tan disperso.

Es una excepción muy instructiva. El universo se expande, sí, pero esa expansión solo domina a escalas enormes, entre cúmulos de galaxias separados por decenas de millones de años luz. Dentro de un grupo ligado por la gravedad —y la Vía Láctea y Andrómeda forman el Grupo Local junto con unas decenas de galaxias más— manda la atracción mutua.

Medidas del telescopio espacial Hubble con varios años de diferencia permitieron calcular por primera vez el movimiento completo de Andrómeda, no solo el de acercamiento. El resultado indica una órbita prácticamente de frente. Durante años se dio por seguro que ambas galaxias acabarían fundiéndose; el análisis de 2025 con datos de Gaia deja esa fusión en torno al 50 % de probabilidad en los próximos 10 000 millones de años. En cualquier caso no sería motivo de alarma: las estrellas están tan separadas entre sí que las colisiones directas entre ellas serían rarísimas.

Cuando el universo tenía entre uno y mil segundos de vida estaba a mil millones de grados, la temperatura justa para que protones y neutrones se fusionaran. En ese brevísimo intervalo se formó el helio-4 que hoy medimos: una fracción en masa de 0,245 ± 0,003, junto con trazas de deuterio, helio-3 y litio-7. Luego el universo se enfrió demasiado y la fábrica se cerró.

El detalle bonito es la comprobación. Esa receta primordial deja también deuterio, un hidrógeno pesado que las estrellas destruyen pero no crean. La cantidad de deuterio que se observa en nubes de gas muy antiguas coincide con la que predice la teoría a partir de la densidad de materia ordinaria medida en el fondo de microondas, dos métodos completamente distintos que dan el mismo número. Casi todo el helio del universo sí lleva ahí desde los tres primeros minutos; el de un globo, en cambio, no: es helio-4 radiogénico, fabricado por la desintegración del uranio y el torio de la corteza terrestre y atrapado en bolsas de gas natural.

Su luz llega tan estirada por la expansión que lo que salió como radiación ultravioleta nos alcanza en el infrarrojo: es lo que los astrónomos llaman un desplazamiento al rojo de 14,44, medido con espectroscopía por el telescopio espacial James Webb y publicado en 2025.

Mirar lejos es mirar atrás en el tiempo, y aquí el efecto es extremo. Vemos una galaxia recién hecha, brillante y compacta, en una época en la que se suponía que aún no debía haber gran cosa. De hecho, Webb está encontrando galaxias tempranas más luminosas de lo que los modelos anticipaban, y eso ha abierto un debate muy vivo sobre la rapidez con la que se formaron las primeras estrellas.

El satélite COBE las detectó en 1992 y fue un momento decisivo, porque sin esas irregularidades no habría forma de explicar el universo actual. Un cosmos perfectamente liso habría seguido liso para siempre: sin grumos, la gravedad no tiene por dónde empezar.

Lo que se ve en esos mapas son regiones ligerísimamente más densas y otras ligerísimamente más vacías. La gravedad amplificó esa diferencia durante miles de millones de años hasta convertirla en galaxias, cúmulos y enormes vacíos. Es literalmente el plano del universo antes de construirlo. John Mather y George Smoot recibieron por ello el Nobel de Física de 2006.