El Origen y la Evolución del Universo: Un Viaje Desde la Singularidad Hasta el Cosmos Actual

I. El Enigma del Comienzo: La Singularidad Inicial y las Fronteras de la Física

La cuestión del origen del universo ha fascinado a la humanidad durante milenios. En la cosmología moderna, el modelo del Big Bang describe un universo en expansión a partir de un estado extremadamente caliente y denso. Sin embargo, al extrapolar este modelo hacia el instante cero, nos encontramos con el concepto de una singularidad inicial, un punto que desafía nuestra comprensión actual de las leyes físicas.

A. La Singularidad según la Relatividad General: Un Punto de No Retorno para la Física Conocida

La teoría de la Relatividad General de Albert Einstein, que describe la gravedad como una curvatura del espacio-tiempo causada por la masa y la energía, predice la existencia de singularidades en ciertas condiciones extremas. El Big Bang, según esta teoría, representa una de estas singularidades, donde las densidades de materia y energía, así como la curvatura del espacio-tiempo, se vuelven infinitas.¹ En este punto, las ecuaciones de la Relatividad General y, por extensión, todas las leyes de la física tal como las conocemos, dejan de ser aplicables.¹

La existencia de esta singularidad cósmica inicial se infiere al seguir la expansión observada del universo hacia atrás en el tiempo. Si invertimos el proceso, toda la materia y la energía del cosmos se concentrarían en un volumen progresivamente más pequeño y denso, culminando en este estado singular.² Basándose en la tasa actual de expansión, se estima que este evento ocurrió hace aproximadamente 13.500 millones de años.²

La naturaleza de esta singularidad inicial impone limitaciones conceptuales profundas. Por ejemplo, la pregunta «¿qué sucedía antes del Big Bang?» pierde su significado si se acepta la singularidad tal como la describe la Relatividad General. Esto se debe a que las nociones mismas de tiempo y espacio, tal como las entendemos, no existirían «antes» de este punto inicial; no habría un «antes» en el que algo pudiera «suceder».² Este marco conceptual establece un problema fundamental: la singularidad marca una frontera para la física clásica y subraya la necesidad imperante de desarrollar nuevas teorías capaces de describir estas condiciones extremas.

B. Desafíos Conceptuales y la Necesidad de una Teoría Cuántica de la Gravedad

Muchos físicos teóricos consideran que las singularidades, ya sea la cosmológica inicial o las que se postulan en el centro de los agujeros negros, no son entidades físicas reales, sino más bien indicaciones de que la Relatividad General es una teoría incompleta en regímenes de energía y curvatura extremas.³ La física moderna, incluyendo tanto la Relatividad General como la mecánica cuántica en sus formulaciones actuales, se enfrenta a un colapso teórico cuando parámetros como la densidad de materia o la curvatura del espacio-tiempo tienden a infinito dentro de una región de volumen cero.⁴

Esta «crisis» teórica, donde nuestras descripciones más fundamentales de la naturaleza fallan, no es un callejón sin salida, sino una poderosa motivación para la búsqueda de una teoría más fundamental que pueda unificar la gravedad con la mecánica cuántica: una teoría de la gravedad cuántica. Dicha teoría es esencial para describir el universo en sus primerísimos instantes y para resolver el enigma de la singularidad. La singularidad, por tanto, no solo representa un límite del conocimiento actual, sino también una guía hacia futuras revoluciones en la física fundamental.

C. Alternativas a la Singularidad Inicial

La búsqueda de una teoría cuántica de la gravedad ha dado lugar a varios enfoques que proponen alternativas a la singularidad inicial, sugiriendo que el «comienzo» del universo podría haber sido muy diferente de un punto infinitamente denso.

1. Cosmología Cuántica de Bucles (LQG) y el Gran Rebote (Big Bounce)

La Cosmología Cuántica de Bucles (Loop Quantum Gravity, LQG) es un intento de construir una teoría cuántica de la gravedad que no depende de un espacio-tiempo de fondo preexistente. Una de sus predicciones más notables es que el propio espacio-tiempo tiene una estructura discreta a la escala de Planck, compuesto por «cuantos» o unidades elementales de espacio y volumen.⁶

Esta naturaleza granular del espacio-tiempo tiene profundas implicaciones para la singularidad del Big Bang. En el marco de la LQG, cuando el universo se contrae a densidades extremadamente altas, pero finitas, la estructura cuántica del espacio-tiempo genera una especie de fuerza repulsiva, una «antigravedad» cuántica, que detiene el colapso e inicia una nueva fase de expansión.⁶ En lugar de una singularidad, la LQG predice un «Big Bounce» o Gran Rebote.⁷ Según este modelo, nuestro universo en expansión podría ser el resultado del colapso y posterior rebote de un universo anterior.⁷

Desde un punto de vista técnico, la ligadura Hamiltoniana de la Relatividad General, cuando se cuantiza en la LQG, se convierte en una ecuación que describe la evolución cuántica del universo. Esta evolución permanece bien definida incluso a través de la región donde la Relatividad General clásica predeciría una singularidad.⁸ La densidad de materia alcanza un valor máximo, estimado en $ \rho_c \approx 0.41 \rho_{Planck} $ (donde $ \rho_{Planck} $ es la densidad de Planck), pero no se vuelve infinita.⁸ Este escenario del Big Bounce no solo evita la singularidad, sino que también abre la posibilidad de que el universo haya existido en ciclos anteriores, ofreciendo una alternativa concreta y teóricamente fundamentada al concepto de un comienzo absoluto.

2. Modelos de Universo Cíclico (ej. Cosmología Cíclica Conforme de Penrose)

Otra perspectiva que evita una singularidad inicial absoluta proviene de los modelos de universo cíclico. Un ejemplo prominente es la Cosmología Cíclica Conforme (CCC), propuesta por el físico Roger Penrose.⁹ En la CCC, el universo atraviesa una secuencia infinita de «eones» o ciclos de existencia.⁹ La característica distintiva de este modelo es que el futuro infinitamente lejano (de tipo tiempo) de cada eón, cuando el universo se ha expandido y enfriado hasta un estado de entropía máxima y densidad extremadamente baja, se identifica matemáticamente con la singularidad del Big Bang del siguiente eón mediante una transformación conforme.⁹

Esta transformación reescala las magnitudes físicas de tal manera que el estado final frío y vacío de un eón se convierte en el estado inicial caliente y denso del siguiente. Penrose argumenta que, en el futuro muy lejano, cuando todas las partículas hayan perdido su masa (o se hayan desintegrado), el universo perderá su sentido de escala. De manera similar, en el Big Bang, las altas energías harían que las masas de las partículas fueran insignificantes. Esta insensibilidad a la escala en ambos extremos permitiría la conexión conforme.⁹ La CCC, por lo tanto, intenta responder a la pregunta de «¿qué hubo antes del Big Bang?» sugiriendo que hubo otro universo, otro eón, en un ciclo sin fin.⁹

Es importante notar que algunos modelos cíclicos enfrentan desafíos, como el problema del aumento de la entropía en cada ciclo, lo que podría implicar que los ciclos no pueden ser infinitos hacia el pasado a menos que existan mecanismos para «resetear» la entropía.¹⁰ Sin embargo, teorías como la LQG, al sugerir la conservación de la energía en los rebotes, podrían permitir ciclos verdaderamente infinitos.⁷ Estos modelos cíclicos, al igual que el Big Bounce, tienen profundas implicaciones filosóficas, reemplazando la idea de una creación a partir de la nada con un proceso cósmico eterno y recurrente.

3. Implicaciones de la Teoría de Cuerdas

La Teoría de Cuerdas, otra candidata principal para una teoría cuántica de la gravedad, postula que los constituyentes fundamentales de la materia y la energía no son partículas puntuales, sino objetos unidimensionales extendidos llamados «cuerdas» (y objetos de dimensiones superiores llamados «branas»). Aunque los detalles de cómo la Teoría de Cuerdas podría resolver la singularidad cosmológica inicial son aún objeto de intensa investigación, su enfoque para resolver singularidades en otros contextos, como en los agujeros negros, es ilustrativo. En lugar de una singularidad de densidad infinita en el centro de un agujero negro, algunos modelos de Teoría de Cuerdas proponen la existencia de «ovillos» (fuzzballs), que son estructuras extendidas de cuerdas con un volumen finito y sin horizonte de sucesos en el sentido clásico.⁴

Si una descripción similar se aplicara al universo temprano, la singularidad del Big Bang podría ser reemplazada por un estado de cuerdas densamente empaquetadas a la escala de Planck. La naturaleza extendida de las cuerdas, a diferencia de las partículas puntuales, podría intrínsecamente evitar la formación de infinitos. La convergencia conceptual entre LQG y la Teoría de Cuerdas, en el sentido de que ambas sugieren que la estructura fundamental de la realidad a escalas mínimas no es puntual, es notable. La granularidad o la extensión de los constituyentes últimos del espacio-tiempo y la materia podrían ser la clave para una descripción coherente del universo en sus momentos más extremos.

D. Causalidad, Información y Entropía cerca del «Inicio»

Las condiciones extremas cerca del «inicio» del universo, ya sea una singularidad o un estado de densidad ultra-alta, tienen profundas implicaciones para conceptos fundamentales como la causalidad, la información y la entropía.

Dado que la velocidad de la luz representa un límite superior para la propagación de la información, y asumiendo un «comienzo» o un punto de máxima compresión, cada observador en el universo solo puede recibir información de una región finita de su pasado, conocida como su cono de luz pasado o pasado causal.² A medida que nos acercamos en el tiempo hacia este instante inicial (tiempo propio $ \tau \to 0 $), el volumen de esta región causal y, consecuentemente, la cantidad de información que puede contener, tiende a cero.²

De manera relacionada, se ha argumentado que la entropía por unidad de volumen también tiende a cero al aproximarse a la singularidad inicial.² Esto sugiere que el universo temprano debió haber sido extraordinariamente simple y ordenado. Un estado inicial de baja entropía es un requisito fundamental para explicar la segunda ley de la termodinámica – la observación de que la entropía total de un sistema aislado tiende a aumentar con el tiempo. Si el universo comenzó en un estado de orden máximo (baja entropía), su evolución natural hacia estados de mayor desorden (alta entropía) define la «flecha del tiempo» que experimentamos. Esta perspectiva contrasta con la idea de un comienzo caótico y desordenado.

Finalmente, la naturaleza de las propias leyes físicas en estas condiciones extremas es un tema de especulación. Algunos teóricos han propuesto que las leyes de la física podrían no haber sido constantes, sino dinámicas, evolucionando en el universo temprano hasta estabilizarse en las formas que conocemos hoy.² Esto abre la puerta a preguntas aún más profundas sobre la naturaleza fundamental de la realidad.

II. Los Primerísimos Instantes: De la Unificación de Fuerzas a las Partículas Elementales

Tras el hipotético instante cero, el universo se embarcó en una serie de transformaciones rápidas y dramáticas, caracterizadas por la separación progresiva de las fuerzas fundamentales y la aparición de las partículas elementales. Estas primeras épocas son cruciales para entender la estructura y composición del cosmos actual.

A. La Época de Planck (Antes de 10−43 segundos)

La Época de Planck es el período más temprano de la historia del universo del que podemos teorizar, extendiéndose desde el tiempo cero hasta aproximadamente 10−43 segundos, conocido como el tiempo de Planck.¹¹ Durante esta era, se cree que las cuatro fuerzas fundamentales que gobiernan el universo –la gravitatoria, la electromagnética, la nuclear fuerte y la nuclear débil– estaban unificadas en una única «superfuerza».¹¹ Las condiciones de temperatura y densidad eran tan extremas que superan nuestra comprensión actual y las capacidades de nuestras teorías físicas probadas.

La mecánica cuántica estándar sugiere que conceptos como intervalos de tiempo más pequeños que un tiempo de Planck o distancias inferiores a una longitud de Planck ($ \sim 1.6 \times 10^{-35} $ metros) carecen de sentido físico.¹³ Por ello, se considera que el «volumen» inicial del universo no era cero, sino que tenía un diámetro del orden de la longitud de Planck, evitando así una singularidad de densidad infinita en este contexto particular.¹³ En esta época, las partículas elementales tal como las conocemos hoy aún no existían; el universo era una «sopa» indiferenciada de energía.¹³ La descripción completa de la Época de Planck requiere una teoría de gravedad cuántica, unificando la Relatividad General con la mecánica cuántica, algo que aún no se ha logrado de forma consensuada.¹³ Esta época representa, por tanto, la frontera actual de la física teórica.

B. La Época de la Gran Unificación (GUT) (De 10−43 a 10−36 segundos)

A medida que el universo se expandía y enfriaba ligeramente, al final de la Época de Planck, se postula que la fuerza gravitatoria se separó de las otras tres fuerzas fundamentales. Estas tres –la nuclear fuerte, la nuclear débil y la electromagnética– permanecieron unificadas, descritas por una Teoría de Gran Unificación (GUT).¹² Esta fase, conocida como la Época de la Gran Unificación, se extendió aproximadamente desde 10−43 segundos hasta 10−36 segundos después del Big Bang.

Durante la Época GUT, la temperatura del universo era todavía extraordinariamente alta, comparable a la energía de unificación de las GUTs, que se estima en torno a 1015 GeV o superior a 1027 K.¹⁶ En estas condiciones, características físicas de las partículas como la masa, la carga eléctrica, el sabor (para los quarks) y la carga de color eran indistinguibles o carecían de sentido tal como las entendemos hoy.¹⁶ El universo era un plasma de partículas exóticas predichas por las GUTs.

Hacia el final de esta época, aproximadamente a 10−36 segundos, una nueva ruptura de simetría ocurrió: la interacción nuclear fuerte se separó de la fuerza electrodébil (que todavía unificaba las interacciones electromagnética y débil).¹² Las teorías GUT hacen predicciones específicas, como la posible existencia de monopolos magnéticos, partículas masivas con una sola carga magnética, que deberían haberse producido durante esta ruptura de simetría.¹² La no observación de monopolos magnéticos es uno de los problemas que la teoría de la inflación cósmica (discutida más adelante) pretende resolver. Algunas GUTs también predicen la desintegración del protón, aunque con vidas medias extremadamente largas, un fenómeno que tampoco ha sido observado experimentalmente hasta la fecha.

C. La Época Electrodébil (De 10−36 a 10−12 segundos)

Tras la separación de la fuerza fuerte, el universo entró en la Época Electrodébil, que duró desde aproximadamente 10−36 segundos hasta 10−12 segundos después del Big Bang.¹² Durante este período, las interacciones electromagnética y débil seguían unificadas en una única fuerza electrodébil, mientras que la gravedad y la fuerza nuclear fuerte ya actuaban como interacciones separadas.¹⁷

La temperatura del universo continuó descendiendo. Algunos cosmólogos sitúan el comienzo de la inflación cósmica (un período de expansión ultrarrápida) al inicio de la Época Electrodébil, alrededor de 10−36 segundos.¹⁸ Otros la ubican ligeramente después, cerca de 10−32 segundos, cuando la energía potencial del campo inflatón (el campo hipotético que impulsa la inflación) se habría liberado, llenando el universo con un denso y caliente plasma de quarks y gluones.¹⁸

Durante la Época Electrodébil, las interacciones entre partículas eran lo suficientemente energéticas como para crear grandes cantidades de partículas exóticas, incluyendo los bosones W y Z (mediadores de la interacción débil) y los bosones de Higgs.¹⁸ Hacia el final de esta época, alrededor de 10−12 segundos, el universo se enfrió lo suficiente (a una energía de unos 100 GeV) como para que ocurriera la ruptura de la simetría electrodébil. En este punto, la interacción electromagnética y la interacción débil se separaron, convirtiéndose en las dos fuerzas distintas que observamos hoy.¹² Este evento fue crucial, ya que es a través de la interacción con el campo de Higgs, cuya simetría se rompió en esta transición, que las partículas elementales adquirieron sus masas. Los bosones W y Z dejaron de crearse abundantemente y los existentes decayeron rápidamente, haciendo que la interacción débil se manifestara como una fuerza de muy corto alcance.

La evolución temprana del universo, marcada por estas sucesivas rupturas de simetría, ilustra un principio fundamental: la complejidad y diversidad del cosmos actual parecen haber emergido de un estado inicial de simplicidad y unificación. A medida que el universo se expandía y enfriaba, las simetrías fundamentales se «rompieron», dando lugar a las distintas fuerzas y al zoológico de partículas que constituyen la realidad. Este proceso es análogo a las transiciones de fase en la materia condensada, como el agua que se congela en hielo, perdiendo su simetría continua.

D. El Nacimiento de las Partículas Elementales (Posterior a la Inflación y Recalentamiento, ~10−36 s en adelante)

Tras el final de la inflación y el subsiguiente proceso de recalentamiento (que se detallará en la Sección III), el universo, aunque enormemente expandido, estaba increíblemente caliente y denso, actuando como un colosal acelerador de partículas, mucho más potente que cualquiera construido por el ser humano.¹⁹ En este crisol cósmico nacieron las partículas elementales que conocemos hoy.

Se cree que primero aparecieron partículas exóticas, seguidas por las más familiares: quarks, electrones, neutrinos y sus antipartículas correspondientes.¹⁹ Es posible que las partículas que constituyen la materia oscura también se formaran durante este período.¹⁹ El universo estaba dominado por la radiación (fotones), y en este baño energético se creaban y aniquilaban constantemente pares de partícula-antipartícula.¹²

Época de los Quarks (aproximadamente 10−12 s a 10−6 o 10−5 s): Durante esta fase, el universo estaba lleno de un plasma de quarks-gluones, una sopa caliente y densa donde los quarks y los gluones (los mediadores de la fuerza fuerte) se movían libremente, sin estar confinados dentro de partículas más grandes.¹² Las colisiones eran tan energéticas que impedían que los quarks se unieran para formar bariones (como protones y neutrones) o mesones.²²

Época Hadrónica (aproximadamente 10−6 o 10−5 s a 1 s): A medida que el universo continuaba expandiéndose y enfriándose, la energía promedio de las interacciones de partículas disminuyó. Cuando esta energía cayó por debajo de la energía de enlace de los hadrones (partículas compuestas de quarks), los quarks comenzaron a combinarse y quedaron confinados dentro de bariones (protones y neutrones) y mesones.¹² El plasma de quarks-gluones se transformó en un gas de hadrones. Durante esta época, la mayoría de los hadrones y antihadrones se aniquilaron entre sí. Un pequeño exceso de hadrones (materia) sobre antihadrones (antimateria), resultado de un proceso anterior llamado bariogénesis (ver Sección IV.A), permitió que una fracción de la materia sobreviviera.

Época Leptónica (aproximadamente 1 s a 10 s o 100 s): Después de la aniquilación de la mayoría de los hadrones y antihadrones, los leptones (electrones, muones, neutrinos) y sus antipartículas se convirtieron en los componentes masivos dominantes del universo.²⁰ Los neutrinos, que interactúan muy débilmente, se desacoplaron del resto de la materia y comenzaron a viajar libremente por el espacio, formando lo que hoy se conoce como el fondo cósmico de neutrinos. A medida que la temperatura seguía bajando, la creación de pares leptón-antileptón cesó. La mayoría de los electrones y positrones (antielectrones) se aniquilaron entre sí, produciendo más fotones y dejando un pequeño residuo de electrones, necesario para la neutralidad eléctrica del universo una vez que se formaran los protones.

Esta secuencia de eventos, desde un estado de fuerzas unificadas hasta la aparición de las partículas fundamentales del Modelo Estándar, establece la composición inicial del universo para los procesos subsiguientes, como la nucleosíntesis primordial. La conexión entre la cosmología del universo temprano y la física de partículas es profunda; las condiciones extremas del Big Bang caliente proporcionan un escenario único donde las predicciones de las teorías de partículas pueden ser, en cierto sentido, «probadas» o restringidas por las observaciones cosmológicas. Por ejemplo, la no observación de monopolos magnéticos o la vida media del protón son restricciones importantes para las teorías GUT.¹² De manera similar, la ruptura de la simetría electrodébil y el mecanismo de Higgs no son solo conceptos teóricos; son eventos que ocurrieron en la historia del universo y que determinaron una propiedad tan fundamental como la masa de las partículas ¹⁸, sin la cual la formación de átomos y, por ende, de estructuras complejas como estrellas y planetas, sería imposible. El plasma de quarks-gluones, recreado fugazmente en colisionadores terrestres, existió como un estado macroscópico en el universo temprano, ofreciendo una ventana a la física de la cromodinámica cuántica en condiciones extremas.²¹

A continuación, se presenta una tabla que resume las características principales de estas épocas tempranas:

Tabla 1: Cronología de las Épocas Cósmicas Tempranas

Esta tabla sirve como un mapa conceptual, contextualizando temporalmente los eventos y mostrando la interconexión entre la expansión cósmica, el enfriamiento y la emergencia secuencial de la física que conocemos.

III. La Gran Expansión Exponencial: Desentrañando la Inflación Cósmica

El modelo estándar del Big Bang, a pesar de sus numerosos éxitos, enfrentaba ciertos problemas conceptuales relacionados con las condiciones iniciales del universo. A principios de la década de 1980, se propuso una idea revolucionaria conocida como inflación cósmica, que no solo ofrecía soluciones elegantes a estos problemas, sino que también hacía predicciones comprobables sobre la naturaleza del universo a gran escala.

A. Definición, Propósito y Cronología de la Inflación

La inflación cósmica es una teoría que postula un período de expansión exponencial o cuasi-exponencial ultrarrápida del espacio en los primerísimos instantes del universo.²⁴ Este episodio de crecimiento acelerado habría ocurrido después del instante inicial del Big Bang, pero antes de la fase caliente y densa que caracteriza al modelo tradicional del Big Bang caliente.²⁷

Cronológicamente, se cree que la inflación tuvo lugar muy temprano, posiblemente entre 10−36 y 10−32 segundos después del Big Bang.¹² Aunque su duración fue increíblemente breve, quizás del orden de 10−33 segundos, el efecto fue monumental: el universo habría aumentado su tamaño en un factor enorme, al menos 1026 o, equivalentemente, duplicado su tamaño al menos 80 veces.²⁴

La idea de la inflación fue propuesta inicialmente por Alan Guth en 1981, y posteriormente refinada por Andréi Linde, y Andreas Albrecht junto con Paul Steinhardt, con el propósito principal de resolver varios problemas fundamentales que el modelo del Big Bang estándar no podía explicar satisfactoriamente sin recurrir a un ajuste fino extremo de las condiciones iniciales.²⁴ La inflación se ha convertido en un paradigma central de la cosmología moderna, modificando nuestra comprensión de los orígenes del universo y estableciendo las condiciones iniciales para su posterior evolución.

B. Problemas Cosmológicos Resueltos por la Inflación

La inflación cósmica ofrece soluciones naturales a varios enigmas que desconcertaban a los cosmólogos:

1. El Problema del Horizonte

Este problema surge de la notable uniformidad de la temperatura del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) en todo el cielo observable.²⁴ Según el modelo del Big Bang sin inflación, regiones del universo que hoy vemos en direcciones opuestas en el cielo estaban tan separadas en el momento de la emisión del CMB (unos 380,000 años después del Big Bang) que no habrían tenido tiempo de interactuar causalmente (es decir, intercambiar luz o calor) para alcanzar un equilibrio térmico. ¿Cómo, entonces, podían tener prácticamente la misma temperatura con una precisión de una parte en 100,000?

La inflación resuelve este problema postulando que la región que hoy constituye nuestro universo observable se originó a partir de una región mucho más pequeña antes de que comenzara la inflación. Esta región primordial era lo suficientemente diminuta como para haber estado en contacto causal y haber alcanzado un equilibrio térmico.²⁴ La posterior expansión inflacionaria estiró esta región homogénea a escalas vastas, mucho más grandes que el horizonte causal en ese momento, preservando así la uniformidad observada en el CMB.

2. El Problema de la Planitud

Las observaciones indican que la geometría espacial de nuestro universo es muy cercana a ser plana (euclidiana), lo que implica que la densidad total de energía y materia del universo es muy próxima a un valor crítico específico.²⁴ En el contexto del modelo del Big Bang sin inflación, la planitud es un estado inestable: cualquier pequeña desviación inicial de la densidad crítica se magnificaría drásticamente con el tiempo a medida que el universo se expande. Para que el universo sea tan plano como lo observamos hoy, su densidad inicial tendría que haber estado ajustada a la densidad crítica con una precisión asombrosa (por ejemplo, una parte en 1060).

La inflación proporciona una explicación natural para la planitud observada. La enorme expansión durante la inflación tiene el efecto de «estirar» cualquier curvatura espacial preexistente, haciéndola parecer localmente plana, de manera análoga a cómo la superficie de un globo parece cada vez más plana a medida que se infla a un tamaño muy grande.²⁴ Así, la inflación impulsa dinámicamente al universo hacia un estado de planitud, eliminando la necesidad de un ajuste fino inicial.

3. El Problema de los Monopolos Magnéticos (y otras reliquias exóticas)

Muchas Teorías de Gran Unificación (GUTs), que describen la unificación de las fuerzas fuerte, débil y electromagnética a altas energías, predicen la producción de partículas masivas y estables llamadas monopolos magnéticos durante las transiciones de fase en el universo muy temprano.¹² Si estos monopolos se hubieran producido en las cantidades predichas por las GUTs estándar, su densidad de masa dominaría hoy el universo, lo cual contradice claramente las observaciones.

La inflación resuelve este problema al diluir drásticamente la densidad de cualquier partícula pesada o reliquia exótica que pudiera haberse formado antes o durante las primeras etapas de la inflación.²⁴ La expansión exponencial habría reducido su densidad numérica a niveles tan bajos que serían prácticamente indetectables en el universo observable actual.

La capacidad de la inflación para abordar estos tres problemas fundamentales de manera simultánea y elegante es una de las razones más poderosas de su amplia aceptación en la cosmología.

C. El Mecanismo de la Inflación: El Campo Inflatón y el Recalentamiento

Para que la inflación ocurra, se requiere un mecanismo físico. La propuesta más común involucra un campo escalar hipotético, el «inflatón», y un proceso crucial al final de la inflación llamado recalentamiento.

1. El Campo Inflatón y su Energía Potencial

Se postula que la inflación fue impulsada por un campo cuántico escalar, denominado campo inflatón ($ \phi $), que permeaba el espacio en el universo muy temprano.²⁹ Este campo posee una energía potencial, $ V(\phi) $, cuya forma específica determina la dinámica de la inflación. Durante el período inflacionario, la densidad de energía del universo estaba dominada por esta energía potencial del inflatón, que es casi constante.²⁵ Según la Relatividad General, una densidad de energía de vacío constante y positiva (similar a una constante cosmológica temporal) provoca una expansión acelerada del espacio, de tipo exponencial.³³

2. Condiciones de «Slow-Roll» (Rodadura Lenta)

Para que la inflación dure lo suficiente como para resolver los problemas cosmológicos mencionados (típicamente, se requieren al menos 50-60 «e-folds» o duplicaciones del tamaño del universo), el campo inflatón debe «rodar» o evolucionar muy lentamente por su potencial, como una pelota rodando lentamente por una pendiente suave.³⁴ Esta condición de rodadura lenta (slow-roll) se cumple si el potencial $ V(\phi) $ es suficientemente plano en la región donde ocurre la inflación.

Estas condiciones se cuantifican mediante dos parámetros adimensionales de slow-roll, $\epsilon$ y $ \eta$:

• $ \epsilon \equiv \frac{M_{Pl}^2}{2} \left( \frac{V'(\phi)}{V(\phi)} \right)^2 \ll 1 $
• $ \eta \equiv M_{Pl}^2 \frac{V»(\phi)}{V(\phi)} $ (con $ |\eta| \ll 1 $)

Donde $ V’ $ y $ V» $ son la primera y segunda derivada del potencial con respecto al campo $ \phi $, y $ M_{Pl} $ es la masa de Planck reducida.³⁴ La condición $ \epsilon \ll 1 $ asegura que la energía cinética del inflatón ($ \frac{1}{2} \dot{\phi}^2 $) es mucho menor que su energía potencial $ V(\phi) $, de modo que la energía potencial domina la expansión.³⁴ La condición $ |\eta| \ll 1 $ asegura que la «aceleración» del campo es pequeña, es decir, que la pendiente del potencial no cambia demasiado rápido, permitiendo que la inflación se mantenga durante un período prolongado. La inflación termina cuando estas condiciones de slow-roll se violan, lo que ocurre cuando el potencial se vuelve más inclinado y el campo inflatón rueda más rápidamente hacia su mínimo.²⁴

3. Recalentamiento (Reheating)

Una vez que la inflación termina, el campo inflatón ha alcanzado el mínimo de su potencial (o una región donde ya no puede sostener la inflación) y comienza a oscilar alrededor de este mínimo. Durante estas oscilaciones, el inflatón decae, transfiriendo su energía almacenada a otras partículas, como las partículas del Modelo Estándar (quarks, leptones, bosones de gauge).¹² Este proceso se conoce como recalentamiento (reheating).

El recalentamiento es una fase crucial porque transforma un universo frío y vacío, dominado por la energía del inflatón al final de la inflación, en el baño térmico caliente y denso de partículas y radiación que se asocia con el inicio del Big Bang caliente estándar.²⁸ Sin el recalentamiento, el universo simplemente seguiría expandiéndose y enfriándose, sin dar lugar a la materia y la radiación que observamos.

Los mecanismos de recalentamiento pueden ser complejos. Inicialmente se pensó como un decaimiento perturbativo de las partículas inflatón individuales. Sin embargo, trabajos posteriores mostraron que procesos no perturbativos, como la resonancia paramétrica (donde las oscilaciones coherentes del inflatón amplifican exponencialmente ciertos modos de otros campos acoplados a él) o las inestabilidades taquiónicas, podrían ser mucho más eficientes, llevando a una fase de «precalentamiento» muy rápida y violenta.³⁵ Después del precalentamiento, el sistema eventualmente alcanzaría el equilibrio térmico, marcando la temperatura de recalentamiento ($ T_{re} $), un parámetro importante que conecta la física de la inflación con la cosmología posterior.³⁹ Los detalles del recalentamiento dependen del modelo inflacionario específico y de cómo el inflatón se acopla a otros campos de partículas.

El inflatón y el recalentamiento proporcionan así el andamiaje físico para la inflación, conectando este período de expansión extrema con la física de partículas y explicando la transición a un universo observable.

D. Evidencia Observacional de la Inflación

Aunque la inflación es una teoría sobre el universo extremadamente temprano, ha hecho una serie de predicciones específicas que pueden ser probadas mediante observaciones cosmológicas, principalmente a través del estudio del Fondo Cósmico de Microondas (CMB).

1. Anisotropías del Fondo Cósmico de Microondas (CMB)

El CMB es la luz más antigua que podemos observar, emitida cuando el universo tenía unos 380,000 años. Sus propiedades proporcionan una instantánea del universo en esa época.

• Uniformidad a Gran Escala: Como se mencionó, el CMB es increíblemente uniforme en temperatura (alrededor de 2.725 K) en todas las direcciones del cielo. Esta isotropía es una consecuencia directa de la solución inflacionaria al problema del horizonte.⁴³
• Pequeñas Anisotropías de Temperatura: Superpuestas a esta uniformidad, el CMB presenta diminutas fluctuaciones de temperatura, del orden de una parte en 105.³¹ La teoría de la inflación predice que estas anisotropías se originaron a partir de fluctuaciones cuánticas inherentes al campo inflatón (y al propio espacio-tiempo) durante el período inflacionario.²⁵ Estas fluctuaciones, inicialmente microscópicas, fueron estiradas por la expansión inflacionaria a escalas astronómicas.
• Espectro de Potencias Casi Invariante de Escala: La inflación predice que el espectro de estas fluctuaciones de densidad primordiales debería ser casi, pero no perfectamente, invariante de escala. Esto significa que la amplitud de las fluctuaciones es aproximadamente la misma en todas las escalas angulares, pero con una ligera «inclinación roja» (más potencia en escalas más grandes que en escalas más pequeñas). Esta propiedad se caracteriza por el índice espectral escalar, ns​, que la inflación predice que será ligeramente menor que 1.²⁶ Las mediciones precisas del CMB realizadas por satélites como WMAP y Planck han confirmado esta predicción con gran exactitud, encontrando ns​≈0.96−0.97.⁵²
• Fluctuaciones Adiabáticas y Gaussianas: Los modelos de inflación más simples también predicen que estas fluctuaciones primordiales deben ser predominantemente adiabáticas (perturbaciones que afectan la densidad de todos los componentes de energía de manera proporcional) y tener estadísticas gaussianas (es decir, sus amplitudes siguen una distribución de probabilidad gaussiana).²⁶ Estas predicciones también han sido confirmadas con alta precisión por las observaciones del CMB.
• Picos Acústicos: El análisis detallado del espectro de potencias de las anisotropías de temperatura del CMB revela una serie característica de picos y valles, conocidos como picos acústicos.⁴⁴ Estos picos son el resultado de oscilaciones acústicas en el plasma primordial de fotones y bariones antes de la recombinación, que fueron sembradas por las fluctuaciones de densidad generadas durante la inflación. La posición y la amplitud relativa de estos picos son sensibles a varios parámetros cosmológicos, incluyendo la curvatura del universo (confirmando su planitud), la densidad de bariones, la densidad de materia oscura y la constante de Hubble. La notable concordancia entre las predicciones teóricas basadas en la inflación y los datos observados de estos picos es una de las pruebas más sólidas del modelo inflacionario.

2. Búsqueda de Modos B de Polarización y Ondas Gravitacionales Primordiales

Además de las fluctuaciones de densidad (escalares), la inflación también predice la generación de un fondo estocástico de ondas gravitacionales primordiales (perturbaciones tensoriales).³¹ Estas ondas gravitacionales serían una consecuencia directa de las fluctuaciones cuánticas del propio espacio-tiempo durante la expansión acelerada.

Estas ondas gravitacionales primordiales dejarían una huella característica en la polarización del CMB, un patrón específico conocido como «modos B» a grandes escalas angulares.³¹ (Las fluctuaciones de densidad solo generan modos de polarización de tipo «E», que son diferentes). La detección de estos modos B primordiales se considera una prueba «irrefutable» de la inflación, ya que otros procesos astrofísicos conocidos no producen modos B a estas escalas tan grandes. La amplitud de estas ondas gravitacionales primordiales, y por lo tanto la señal de los modos B, está relacionada con la escala de energía a la que ocurrió la inflación, y se parametriza comúnmente por la razón tensor-escalar, r.⁵⁵

Numerosos experimentos, incluyendo BICEP/Keck Array, Planck, SPTpol, ACTPol, y futuros observatorios como Simons Observatory y CMB-S4, han estado buscando intensamente esta señal de modos B.⁵⁵ En 2014, el experimento BICEP2 anunció una detección, pero análisis posteriores, incluyendo datos del satélite Planck, revelaron que la señal observada estaba dominada por la emisión de polvo de nuestra propia Vía Láctea, que también puede generar modos B de polarización.⁵⁵ La búsqueda continúa, y los límites actuales sobre r son cada vez más estrictos (actualmente r<0.036 al 95% de confianza según la colaboración BICEP/Keck ⁵⁷), lo que ya descarta algunos de los modelos inflacionarios más simples. La detección definitiva de los modos B primordiales abriría una ventana única a la física a energías mucho más allá de las alcanzables en aceleradores terrestres.

3. Semillas para la Formación de Estructuras a Gran Escala

Las mismas fluctuaciones de densidad primordiales generadas durante la inflación, cuyas huellas vemos en el CMB, también actuaron como las semillas gravitacionales para la formación de todas las estructuras cósmicas que observamos hoy: galaxias, cúmulos de galaxias y la vasta red cósmica de filamentos y vacíos.¹² A medida que el universo se expandía y enfriaba, estas pequeñas sobredensidades iniciales atrajeron más materia debido a la gravedad, creciendo con el tiempo hasta colapsar y formar los objetos ligados que pueblan el cosmos. Los sondeos de galaxias a gran escala, que mapean la distribución tridimensional de las galaxias, revelan un patrón de agrupamiento que es estadísticamente consistente con las predicciones de un universo que comenzó con las fluctuaciones primordiales de tipo inflacionario.

La inflación, por tanto, no solo resuelve problemas teóricos, sino que también proporciona el mecanismo fundamental para el origen de la estructura cósmica. Actúa como un puente entre el mundo cuántico, donde se originan las fluctuaciones, y el mundo cósmico, donde estas fluctuaciones se manifiestan como las mayores estructuras del universo. Esta conexión es uno de los aspectos más profundos y exitosos del paradigma inflacionario. Aunque la inflación fue propuesta para resolver problemas como el del horizonte y la planitud, su poder predictivo y su capacidad para ser sometida a pruebas observacionales rigurosas (como la búsqueda de modos B) la elevan por encima de una simple solución ad hoc, convirtiéndola en una teoría científica robusta y falsable.⁴⁹

El proceso de recalentamiento, aunque esencial para conectar la inflación con el Big Bang caliente, sigue siendo una de las fases menos comprendidas y más dependientes del modelo específico de la inflación.³³ Determina la temperatura inicial del universo post-inflacionario y puede tener consecuencias importantes para la producción de materia oscura o la generación de la asimetría materia-antimateria.³³ Finalmente, al «resetear» el universo a un estado plano, homogéneo e isótropo con solo pequeñas fluctuaciones cuánticas, la inflación explica la simplicidad aparente de las condiciones iniciales del Big Bang caliente.²⁵ Sin embargo, esto podría interpretarse como un traslado del problema del ajuste fino a las propiedades requeridas del potencial del inflatón para que la inflación de «slow-roll» ocurra de manera efectiva.

IV. El Universo se Enfría y se Estructura: Nucleosíntesis, Recombinación y las Edades Oscuras

Tras la hipotética fase inflacionaria y el subsiguiente recalentamiento, el universo emergió como una sopa caliente y densa de partículas elementales. A medida que continuaba su expansión y enfriamiento, atravesó una serie de etapas cruciales que definieron su composición química primordial y su transparencia a la luz, sentando las bases para la formación de estructuras complejas.

A. Bariogénesis: La Creación del Desequilibrio Materia-Antimateria

Una de las características más fundamentales y enigmáticas del universo observable es la abrumadora predominancia de la materia sobre la antimateria.⁶² Si la materia y la antimateria se hubieran creado en cantidades exactamente iguales en el universo temprano, se habrían aniquilado mutuamente casi por completo, dejando un universo lleno predominantemente de radiación (fotones) y muy poca materia para formar estrellas, galaxias y, en última instancia, vida. Las observaciones indican que por cada aproximadamente mil millones (109) de pares de quark-antiquark en el universo temprano, existía un quark extra que sobrevivió a la aniquilación.⁶³ Este pequeño desequilibrio es el responsable de toda la materia bariónica que vemos hoy.

El proceso físico que generó esta asimetría se conoce como bariogénesis. En 1967, el físico Andréi Sájarov propuso tres condiciones necesarias que deben cumplirse simultáneamente para que pueda ocurrir la bariogénesis ⁶³:

1. Violación del Número Bariónico (B): Deben existir interacciones que no conserven el número bariónico. El número bariónico es una cantidad cuántica asignada a las partículas (bariones como protones y neutrones tienen B=+1, antibariones B=-1, y otras partículas B=0). Si el número bariónico se conservara estrictamente en todas las interacciones, una asimetría neta no podría generarse a partir de un estado inicial simétrico.
2. Violación de la Simetría C (Carga) y CP (Carga-Paridad): La simetría C implica que las leyes de la física son las mismas si todas las partículas se reemplazan por sus antipartículas. La simetría P (paridad) implica que las leyes son las mismas en un sistema y su imagen especular. La simetría CP es la combinación de ambas. Si la simetría C y CP fueran exactas, cualquier proceso que produjera un exceso de bariones sobre antibariones estaría perfectamente equilibrado por un proceso que produjera un exceso de antibariones sobre bariones, resultando en ninguna asimetría neta. La violación de C y CP significa que las partículas y las antipartículas (y sus imágenes especulares) se comportan de manera ligeramente diferente.
3. Interacciones Fuera del Equilibrio Térmico: Si el universo estuviera en perfecto equilibrio térmico, las tasas de las reacciones que producen bariones y las reacciones inversas que los destruyen serían iguales, y cualquier asimetría generada se borraría. Por lo tanto, los procesos que generan la asimetría bariónica deben ocurrir en un momento en que el universo se está expandiendo y enfriando lo suficientemente rápido como para que las tasas de reacción no puedan mantener el sistema en equilibrio.

Se han propuesto varios mecanismos para la bariogénesis que intentan satisfacer estas condiciones:

• Bariogénesis GUT: En el contexto de las Teorías de Gran Unificación (GUTs), que unifican las fuerzas fuerte, débil y electromagnética a energías muy altas (época GUT), existen partículas muy masivas (como los bosones X e Y) cuyos decaimientos pueden violar el número bariónico y la simetría CP.⁶³ Si estos decaimientos ocurrieron fuera del equilibrio térmico a medida que el universo se enfriaba por debajo de la masa de estas partículas, podrían haber generado la asimetría observada. Sin embargo, este escenario enfrenta desafíos: la temperatura de recalentamiento después de la inflación podría no haber sido lo suficientemente alta como para producir estos bosones X en abundancia, y algunos modelos GUT predicen la producción excesiva de otras reliquias problemáticas como los gravitinos.⁶⁴
• Bariogénesis Electrodébil (EWBG): Este mecanismo propone que la asimetría bariónica se generó durante la transición de fase electrodébil, cuando las fuerzas electromagnética y débil se separaron (a energías de ~100 GeV).⁶³ En el Modelo Estándar de la física de partículas, existen procesos no perturbativos (esfalerones) que violan el número bariónico (y leptónico, pero conservan B-L). La violación de CP necesaria en el Modelo Estándar es muy pequeña, y la transición de fase electrodébil predicha por el Modelo Estándar con la masa observada del bosón de Higgs es un cruce suave (crossover) en lugar de una transición de primer orden fuerte, que se considera necesaria para que las interacciones estén suficientemente fuera de equilibrio.¹⁸ Por lo tanto, la EWBG dentro del Modelo Estándar parece insuficiente, y se requiere nueva física más allá del Modelo Estándar (como partículas supersimétricas o campos de Higgs adicionales) para que sea viable.
• Leptogénesis: Este es actualmente uno de los escenarios más prometedores. En la leptogénesis, primero se genera una asimetría en el número leptónico (L), es decir, un exceso de leptones sobre antileptones.⁶² Esto podría ocurrir a través del decaimiento fuera de equilibrio y con violación de CP de neutrinos pesados masivos, predichos por el mecanismo de «see-saw» que explica las pequeñas masas observadas de los neutrinos ordinarios. Posteriormente, los procesos de esfalerones, que están activos a altas temperaturas en el universo temprano y violan B+L pero conservan B-L, convierten parcialmente esta asimetría leptónica primordial en una asimetría bariónica.

La fragilidad de nuestra existencia material se hace evidente al considerar que solo una minúscula desviación de la simetría perfecta entre materia y antimateria permitió la formación del cosmos que conocemos. Si este desequilibrio no se hubiera producido, el universo sería hoy un lugar inhóspito, dominado por la radiación.

B. Nucleosíntesis Primordial (BBN) (Desde ~1 segundo hasta ~3-20 minutos)

Una vez que el universo se enfrió lo suficiente después de la aniquilación de la mayoría de los pares electrón-positrón (alrededor de 1 segundo después del Big Bang), la temperatura y la densidad permitieron que los protones y neutrones sobrevivientes comenzaran a fusionarse para formar los primeros núcleos atómicos ligeros. Este proceso se conoce como Nucleosíntesis Primordial o del Big Bang (BBN) y duró solo unos minutos, aproximadamente entre 1 segundo y 3 a 20 minutos después del inicio.¹²

La secuencia de reacciones clave de la BBN es la siguiente ⁶⁷:

1. Equilibrio Neutrón-Protón y «Congelación»: En los primeros instantes (t < 1 s), los neutrones y protones estaban en equilibrio térmico a través de interacciones débiles como $ n + e^+ \leftrightarrow p + \bar{\nu}_e $ y $ n + \nu_e \leftrightarrow p + e^-$. A medida que el universo se enfriaba, estas reacciones se volvieron màs lentas que la tasa de expansiòn, y la razòn neutrón−protón (n/p) se «congeloˊ» en un valor de aproximadamente 1/6. 
2. DecaimientodeNeutrones:  Los neutrones libres son inestables y decaen en protones( $n \rightarrow p + e^- + \bar{\nu}_e $) con una vida media de unos 10.3 minutos. Entre la congelación de la razón n/p y el inicio efectivo de la formación de núcleos, algunos neutrones decayeron, reduciendo la razón n/p a aproximadamente 1/7 en el momento en que comenzó la nucleosíntesis.
3. Formación de Deuterio (D o $^2$H): El primer paso crucial para la formación de núcleos más pesados es la combinación de un protón y un neutrón para formar un núcleo de deuterio: $ p + n \rightarrow D + \gamma $. Sin embargo, el deuterio es un núcleo poco ligado. A temperaturas muy altas, los fotones energéticos del fondo cósmico lo disociaban inmediatamente (fotodisociación). La nucleosíntesis no pudo proceder de manera eficiente hasta que la temperatura bajó lo suficiente (alrededor de $ T \approx 0.1 \text{ MeV} $, o $ \sim 10^9 \text{ K}$ , unos 100 segundos después del BigBang) para que la tasa de formación de deuterio superara su tasa de destrucción. Este retraso se conoce como el «cuello de botella del deuterio». 
4. Formación de Helio−3(^3$He$) y Tritio ($^3$H): Una vez que se formó una cantidad significativa de deuterio, reaccionó rápidamente con protones y otros deuterones para formar helio-3 y tritio (un isótopo radiactivo del hidrógeno):

• $ D + p \rightarrow ^3He + \gamma $
• $ D + D \rightarrow ^3He + n $
• $ D + D \rightarrow ^3H + p $

5. Formación de Helio-4 ($^4$He): El helio-3 y el tritio luego se fusionaron rápidamente para formar helio-4, que es un núcleo muy estable:

• $ ^3He + n \rightarrow ^4He + \gamma $
• $ ^3H + p \rightarrow ^4He + \gamma $
• $ ^3He + D \rightarrow ^4He + p $
• $ D + D \rightarrow ^4He + \gamma $ (menos común) Casi todos los neutrones disponibles en el momento de la formación de deuterio terminaron incorporados en núcleos de helio-4.

6. Formación de Litio-7 ($^7$Li) y Berilio-7 ($^7$Be): Se produjeron cantidades muy pequeñas de litio-7 y berilio-7 (que luego decae a litio-7) a través de reacciones como $ ^4He + ^3H \rightarrow ^7Li + \gamma $ y $ ^4He + ^3He \rightarrow ^7Be + \gamma $.

La BBN predice con notable precisión las abundancias primordiales de estos elementos ligeros, basándose fundamentalmente en un solo parámetro cosmológico: la razón barión-fotón, $ \eta $, o equivalentemente, la densidad actual de materia bariónica, $ \Omega_b h^2 $.⁶⁶ Las predicciones típicas son ⁶⁶:

• Hidrógeno-1 (protones): Aproximadamente el 75% de la masa bariónica.
• Helio-4: Aproximadamente el 25% de la masa bariónica. Esta predicción es muy robusta y relativamente insensible a las variaciones de la densidad bariónica.
• Deuterio: Del orden de 10−5 en abundancia con respecto al hidrógeno (aproximadamente 0.01% en masa). Su abundancia es muy sensible a la densidad bariónica, lo que lo convierte en un excelente «barómetro bariónico».
• Helio-3: Similar al deuterio, del orden de 10−5 (aproximadamente 0.01% en masa).
• Litio-7: En trazas, del orden de 10−10 a 10−9 con respecto al hidrógeno.

Estas predicciones se comparan con las abundancias observadas en los objetos astronómicos más antiguos y menos procesados químicamente, como las estrellas más viejas de nuestra galaxia (estrellas del halo pobres en metales) y las nubes de gas distantes observadas en las líneas de absorción de los espectros de cuásares. En general, la concordancia es excelente, especialmente para el deuterio y el helio-4, lo que constituye una de las pruebas más sólidas del modelo del Big Bang caliente.⁶⁶ Sin embargo, existe una discrepancia persistente conocida como el «problema del litio cosmológico»: las observaciones de estrellas viejas muestran una abundancia de litio-7 que es aproximadamente un factor 3-4 veces menor que la predicha por la BBN estándar utilizando el valor de $ \Omega_b h^2 $ derivado de las mediciones del CMB.⁶⁷ Las razones de esta discrepancia aún no se comprenden completamente y podrían deberse a procesos astrofísicos que destruyen litio en las atmósferas de estas estrellas o, más especulativamente, a nueva física más allá del Modelo Estándar.

La BBN no produjo cantidades significativas de elementos más pesados que el litio y el berilio. Esto se debe a la ausencia de núcleos estables con número de masa A=5 u A=8, lo que crea un «cuello de botella» que impide la fusión de helio con hidrógeno o de dos núcleos de helio para formar elementos más pesados en las condiciones de densidad y temperatura del universo temprano.⁶⁶ La producción de carbono y elementos más pesados tuvo que esperar a la formación de estrellas, millones de años después.

La BBN no solo confirma el escenario del Big Bang caliente, sino que sus predicciones detalladas, sensibles a la física conocida (como las tasas de reacción nuclear y la vida media del neutrón) y a parámetros cosmológicos, también sirven como una sonda de la física en el universo temprano. Las posibles discrepancias, como el problema del litio, podrían incluso señalar la existencia de nueva física.

A continuación, se presenta una tabla que resume las abundancias primordiales predichas y observadas:

Tabla 2: Abundancias Primordiales de Elementos Ligeros (BBN)

| Elemento/Isótopo | Abundancia Predicha por BBN (para $ \Omega_b h^2 \approx 0.0224 )∣AbundanciaObservadaPrimordial∣FuentePrincipaldeObservacioˊn∣∣−−−∣−−−∣−−−∣−−−∣∣Protio(^1$H) | ~75% (fracción de masa) | Consistente | Derivado de otras abundancias |

| Deuterio (D/H) | (2.45±0.05)×10−5 (razón numérica) | (2.527±0.030)×10−5 | Sistemas de absorción en líneas de visión a cuásares distantes 67 |

| Helio-3 ($^3$He/H) | (1.00±0.01)×10−5 (razón numérica) | (0.9±0.2)×10−5 (con grandes incertidumbres) | Regiones HII en nuestra Galaxia, mediciones solares 68 |

| Helio-4 (Y$_P$) | 0.247±0.0002 (fracción de masa) | 0.2449±0.0040 | Regiones HII extragalácticas de baja metalicidad 66 |

| Litio-7 ($^7$Li/H) | (4.7±0.4)×10−10 (razón numérica) | (1.6±0.3)×10−10 | Atmósferas de estrellas viejas del halo pobres en metales (Meseta de Spite) 67 |

Nota: Los valores predichos y observados pueden variar ligeramente según las compilaciones de datos y los modelos teóricos más recientes. La concordancia general es el punto clave.

C. La Época de la Dominación de la Materia y la Recombinación (Desde ~70,000 años hasta ~380,000 años)

Inicialmente, después del Big Bang, la densidad de energía del universo estaba dominada por la radiación (fotones y neutrinos). A medida que el universo se expandía, la densidad de energía de la radiación disminuía más rápidamente (proporcional a 1/a4, donde a es el factor de escala del universo, debido tanto a la dilución del número de fotones como al corrimiento al rojo de su energía) que la densidad de energía de la materia no relativista (proporcional a 1/a3, debido solo a la dilución del número de partículas). Alrededor de 70,000 años después del Big Bang, la densidad de energía de la materia (tanto bariónica como oscura) superó a la de la radiación.¹² Este evento marcó el inicio de la época dominada por la materia. Este cambio fue crucial porque permitió que las pequeñas fluctuaciones de densidad en la materia, especialmente en la materia oscura que no interactuaba con la radiación, comenzaran a crecer gravitacionalmente de manera más eficiente, sembrando las semillas para la formación de estructuras a gran escala.

A medida que el universo continuaba enfriándose, alcanzó otra transición fundamental alrededor de 300,000 a 380,000 años después del Big Bang, a un corrimiento al rojo de $ z \approx 1100 $. En este momento, la temperatura del universo había descendido a unos 3000 K.¹² A esta temperatura, la energía promedio de los fotones del fondo cósmico ya no era suficiente para mantener ionizado el hidrógeno (cuya energía de ionización es de 13.6 eV, aunque la recombinación ocurre a una energía promedio mucho menor, ~0.3 eV, debido a la gran cantidad de fotones por barión ⁴⁵).

En consecuencia, los electrones libres comenzaron a combinarse con los protones para formar átomos de hidrógeno neutro: $ p^+ + e^- \rightarrow H + \gamma $.⁴⁴ Este proceso se llama recombinación (aunque, estrictamente hablando, era la primera vez que los electrones y protones se combinaban para formar átomos estables a gran escala). El helio también se neutralizó en esta época, aunque un poco antes que el hidrógeno debido a su mayor energía de ionización.

El proceso de recombinación del hidrógeno no fue instantáneo ni simple. Las recombinaciones directas al estado fundamental (n=1) del hidrógeno eran ineficientes porque el fotón emitido en tal transición (un fotón Lyman-alfa muy energético) era capaz de ionizar inmediatamente otro átomo de hidrógeno cercano.⁴⁵ La recombinación neta procedió principalmente a través de dos vías:

1. Captura a estados excitados: Los electrones se capturaban en niveles de energía más altos (n≥2) del átomo de hidrógeno. Luego, cascadaaban hacia niveles inferiores emitiendo fotones de menor energía que tenían menos probabilidad de reionizar otros átomos.
2. Decaimiento de dos fotones desde el estado 2s: Los electrones que llegaban al estado excitado 2s (que es metaestable) podían decaer al estado fundamental 1s emitiendo dos fotones de menor energía, en lugar de un solo fotón Lyman-alfa. Aunque este proceso es intrínsecamente lento, fue crucial para la neutralización completa del universo.⁷¹ El escape de fotones Lyman-alfa, aunque difícil, también contribuyó gradualmente debido al corrimiento al rojo cosmológico que alejaba a los fotones de la frecuencia de resonancia antes de que pudieran ser reabsorbidos.⁷¹

Antes de la recombinación, el universo era un plasma ionizado y opaco. Los fotones estaban constantemente interactuando con los electrones libres a través de la dispersión Thomson, lo que impedía que viajaran libremente por largas distancias.⁴⁵ Con la formación de átomos neutros, el número de electrones libres disminuyó drásticamente. Como resultado, la tasa de dispersión de los fotones se redujo enormemente, y los fotones se desacoplaron de la materia bariónica.²⁰ A partir de este momento, el universo se volvió transparente a la radiación.

Estos fotones desacoplados han viajado casi sin perturbaciones a través del universo en expansión desde entonces. Hoy los observamos como el Fondo Cósmico de Microondas (CMB), una radiación de cuerpo negro casi perfecta con una temperatura de aproximadamente 2.725 K, altamente corrida al rojo desde los 3000 K originales debido a la expansión cósmica.⁴³ El CMB es, por lo tanto, una reliquia directa de esta época, una «fotografía» del universo cuando tenía unos 380,000 años, en la llamada «superficie de última dispersión». La recombinación no fue un evento instantáneo, sino un proceso que ocurrió a lo largo de decenas de miles de años, lo que le da a la superficie de última dispersión un cierto «espesor». Esta duración finita y la física detallada del proceso de recombinación tienen efectos sutiles pero medibles en las anisotropías del CMB, que los cosmólogos utilizan para extraer información precisa sobre los parámetros del universo.

D. Las Edades Oscuras (Desde ~380,000 años hasta unos cientos de millones de años)

Tras la recombinación y el desacoplamiento de los fotones, el universo entró en un período conocido como las Edades Oscuras Cósmicas.¹² Este nombre se debe a que, aunque el universo se había vuelto transparente, todavía no existían fuentes de luz visible significativas como estrellas o galaxias, ya que estas aún no se habían formado.⁷³ La única luz significativa que permeaba el cosmos era el CMB, que continuaba enfriándose y desplazándose hacia longitudes de onda más largas (hacia el infrarrojo y las microondas) a medida que el universo se expandía.

Durante las Edades Oscuras, el universo estaba lleno principalmente de hidrógeno y helio neutros, junto con la omnipresente materia oscura. Las pequeñas fluctuaciones de densidad primordiales, cuyas huellas quedaron impresas en el CMB, comenzaron a crecer lentamente bajo la influencia de la gravedad. La materia oscura, al no interactuar con la radiación, pudo comenzar a agruparse y formar halos incluso antes de la recombinación, pero el crecimiento de las estructuras de materia bariónica se vio impulsado significativamente una vez que se desacopló de la presión de radiación.

Las Edades Oscuras no fueron un período estático, sino una era de gestación silenciosa. Fue durante este tiempo que las semillas de las fluctuaciones de densidad, dominadas por la gravedad de la materia oscura, continuaron colapsando y atrayendo el gas bariónico primordial. Eventualmente, en las regiones más densas, el gas se enfrió y se condensó lo suficiente como para encender las primeras estrellas, marcando el final de las Edades Oscuras y el comienzo del «amanecer cósmico».⁷³ Estudiar esta época es un desafío observacional considerable, ya que hay muy poca luz directa proveniente de ella, pero es crucial para comprender la transición del universo homogéneo y simple revelado por el CMB al universo complejo y estructurado que vemos hoy.

V. El Amanecer Cósmico: Formación de las Primeras Estrellas y Galaxias

Las Edades Oscuras llegaron a su fin cuando las primeras fuentes luminosas comenzaron a poblar el universo. Este período, conocido como el amanecer cósmico, fue testigo de la formación de las primeras estrellas y protogalaxias, y de una transformación fundamental en el estado del medio intergaláctico: la reionización.

A. La Época de Reionización y las Primeras Fuentes de Luz

El final de las Edades Oscuras se sitúa entre unos 200 y 400 millones de años después del Big Bang, aunque algunas estimaciones lo colocan más cerca de los 400 millones de años.⁷³ En este momento, las primeras estrellas y los núcleos de las primeras galaxias comenzaron a formarse y a emitir radiación energética.

La intensa luz ultravioleta (UV) emitida por estas primeras fuentes luminosas –principalmente estrellas muy masivas y calientes, y posiblemente los primeros cuásares (núcleos galácticos activos alimentados por la acreción de materia en agujeros negros supermasivos)– comenzó a interactuar con el hidrógeno neutro que llenaba el universo.⁷³ Estos fotones UV tenían suficiente energía para arrancar los electrones de los átomos de hidrógeno, ionizándolos nuevamente. Este proceso se conoce como la época de reionización.⁷³

La reionización no fue un evento instantáneo. Inicialmente, las primeras estrellas crearon «burbujas» de gas ionizado (plasma de hidrógeno) a su alrededor, dentro de un mar de hidrógeno neutro.¹² A medida que se formaban más y más fuentes de radiación ionizante, estas burbujas crecieron y comenzaron a superponerse. Eventualmente, después de un período que duró más de medio billón de años, la mayor parte del hidrógeno en el medio intergaláctico (el gas entre las galaxias) se ionizó por completo.⁷³ Se estima que la reionización se completó aproximadamente mil millones de años después del Big Bang.

Este proceso fue una transición de fase cosmológica de gran importancia. Transformó el estado del medio intergaláctico de frío y neutro a caliente e ionizado, haciéndolo en gran medida transparente a la radiación UV. La reionización también tuvo un efecto de retroalimentación (feedback) en la formación de estructuras posteriores: el calentamiento del gas intergaláctico pudo haber suprimido la formación de galaxias enanas más pequeñas al dificultar que el gas se enfriara y colapsara en halos de materia oscura de baja masa. Así, las primeras fuentes de luz no solo iluminaron el universo, sino que también influyeron activamente en su evolución estructural subsiguiente.

B. Estrellas de Población III: Las Primeras Estrellas

Las primeras estrellas que se formaron en el universo, conocidas como estrellas de Población III, eran fundamentalmente diferentes de las estrellas que vemos hoy.⁷³

• Composición: Se formaron a partir del gas primordial que emergió de la Nucleosíntesis del Big Bang, compuesto casi en su totalidad por hidrógeno y helio, con cantidades ínfimas de litio.⁷³ Crucialmente, carecían casi por completo de elementos más pesados que el helio (que los astrónomos denominan genéricamente «metales»). Esta ausencia de metales tuvo profundas implicaciones para su formación y evolución.
• Propiedades:

• Masa: Se teoriza que las estrellas de Población III eran, en promedio, mucho más masivas que las estrellas actuales. Las estimaciones sugieren masas que podrían variar desde decenas hasta varios cientos de veces la masa de nuestro Sol.⁷³ Esta masividad se debe a que el gas primordial, sin metales, se enfriaba de manera menos eficiente que el gas enriquecido con metales. El enfriamiento es necesario para que las nubes de gas se fragmenten y colapsen para formar estrellas; una menor eficiencia de enfriamiento tiende a producir fragmentos más masivos.
• Temperatura y Brillo: Debido a su gran masa y composición primordial, estas estrellas habrían sido extremadamente calientes (temperaturas superficiales de hasta 100,000 K, comparadas con los ~5,800 K del Sol) y extraordinariamente luminosas, emitiendo la mayor parte de su energía en forma de radiación ultravioleta de alta energía.⁷³
• Vida Corta: Las estrellas muy masivas queman su combustible nuclear a un ritmo prodigioso. En consecuencia, se espera que las estrellas de Población III hayan tenido vidas muy cortas, de solo unos pocos millones de años, en contraste con los miles de millones de años de vida de estrellas como el Sol.⁷³

• Papel en la Reionización Temprana: Su intensa emisión de radiación UV las convirtió en candidatas ideales para ser las principales fuentes de los fotones ionizantes que iniciaron y impulsaron la reionización del universo.⁷³
• Destino y Enriquecimiento Químico: Al final de sus cortas vidas, la mayoría de estas estrellas masivas probablemente explotaron como supernovas.⁷³ Dependiendo de su masa exacta, podrían haber sido supernovas de «inestabilidad de pares» (para estrellas muy masivas, >140 masas solares, que no dejan remanente) o supernovas de colapso de núcleo (para estrellas algo menos masivas, que dejan estrellas de neutrones o agujeros negros). Estas primeras supernovas fueron de una importancia capital, ya que sintetizaron y dispersaron los primeros elementos pesados («metales») en el medio interestelar e intergaláctico.⁷⁶ Este primer enriquecimiento químico fue un paso crítico que alteró fundamentalmente las condiciones para la formación de las siguientes generaciones de estrellas. Las estrellas de Población II (estrellas viejas y pobres en metales, como las que se encuentran en los halos galácticos y los cúmulos globulares) se formaron a partir de este gas ligeramente enriquecido. Posteriormente, las sucesivas generaciones de estrellas (Población I, ricas en metales, como nuestro Sol) se formaron a partir de gas cada vez más enriquecido. Algunas estrellas de Población III también podrían haber colapsado directamente para formar agujeros negros, que podrían haber actuado como las «semillas» a partir de las cuales crecieron los agujeros negros supermasivos que residen en los centros de la mayoría de las galaxias actuales.⁷⁶ Las estrellas de Población III son, por tanto, agentes de transformación únicos, el eslabón crucial entre la composición química simple del universo post-BBN y la complejidad química observada en las galaxias actuales.

C. Formación de Protogalaxias a partir de Fluctuaciones de Densidad

Las galaxias, las vastas islas de estrellas, gas, polvo y materia oscura que pueblan el universo, no surgieron completamente formadas. Su origen se remonta a las pequeñas inhomogeneidades o fluctuaciones de densidad presentes en el universo temprano, cuyas semillas fueron plantadas durante la inflación cósmica y cuyas huellas son visibles en el Fondo Cósmico de Microondas.⁷⁷

Después de la recombinación, cuando la materia bariónica se desacopló de la radiación, estas sobredensidades comenzaron a crecer más eficientemente debido a la atracción gravitatoria. Las regiones que eran ligeramente más densas que el promedio comenzaron a atraer más materia (tanto oscura como bariónica) de sus alrededores, volviéndose aún más densas con el tiempo.⁷⁷ Eventualmente, estas regiones en colapso se volvieron gravitacionalmente ligadas y se separaron de la expansión general del universo. Estos objetos en colapso, los precursores de las galaxias, se denominan protogalaxias.⁷⁷ Se estima que las primeras protogalaxias comenzaron a aparecer unos pocos cientos de millones de años después del Big Bang, coincidiendo con la época de formación de las primeras estrellas.

Dentro de una protogalaxia, la materia oscura y la materia bariónica (principalmente hidrógeno y helio neutro en esta etapa) se comportan de manera diferente. La materia oscura, que solo interactúa gravitacionalmente (y posiblemente a través de la fuerza débil), forma un halo extenso y difuso.⁷⁷ El gas bariónico, en cambio, puede interactuar consigo mismo a través de colisiones y puede perder energía emitiendo radiación (enfriamiento radiativo). Este enfriamiento permite que el gas se hunda hacia el centro del pozo gravitacional creado por el halo de materia oscura, aumentando su densidad.⁷⁷

A medida que la densidad del gas en el centro de la protogalaxia aumenta, se pueden formar nubes moleculares más densas. Las colisiones entre estas nubes, o la inestabilidad gravitacional dentro de ellas, pueden comprimir aún más el gas, desencadenando finalmente el colapso de regiones individuales para formar las primeras estrellas (las estrellas de Población III mencionadas anteriormente).⁷⁷ Con el nacimiento de estas primeras estrellas, la protogalaxia comienza a brillar, marcando su transición a una galaxia joven.

D. El Papel Crucial de la Materia Oscura

La materia oscura, esa componente misteriosa y no luminosa que constituye aproximadamente el 85% de toda la materia en el universo (o el 27% de la densidad total de energía-materia del universo ⁷⁹), jugó un papel absolutamente fundamental y directivo en la formación de todas las estructuras cósmicas, desde las primeras protogalaxias hasta los vastos cúmulos de galaxias.

Las fluctuaciones de densidad en la materia oscura pudieron comenzar a crecer gravitacionalmente mucho antes que las de la materia bariónica. Esto se debe a que la materia bariónica, antes de la recombinación, estaba fuertemente acoplada a los fotones a través de interacciones electromagnéticas. La presión de esta radiación impedía que las pequeñas sobredensidades bariónicas colapsaran eficientemente. La materia oscura, en cambio, al no interactuar electromagnéticamente, no sentía esta presión de radiación y sus fluctuaciones pudieron crecer sin obstáculos desde épocas muy tempranas.

Así, la materia oscura colapsó primero para formar halos de materia oscura gravitacionalmente ligados.⁸¹ Estos halos actuaron como los «pozos» o «andamios» gravitacionales primordiales. Una vez que la materia bariónica se desacopló de los fotones en la recombinación, fue atraída hacia estos halos de materia oscura preexistentes.⁷⁷ Dentro de estos halos, el gas bariónico pudo enfriarse, condensarse y finalmente formar estrellas y las estructuras visibles de las galaxias (discos, bulbos). Existe una simbiosis fundamental: la materia oscura proporciona la estructura gravitacional a gran escala y los sitios de anclaje, mientras que la materia bariónica, a través de su capacidad para enfriarse y formar estrellas, es la que «ilumina» estas estructuras y crea la diversidad observable de las galaxias. Las propiedades de las galaxias que vemos (como su masa estelar y tamaño) están, de hecho, correlacionadas con las propiedades de los halos de materia oscura que las albergan, aunque la física bariónica (enfriamiento, formación estelar, retroalimentación de supernovas y núcleos galácticos activos) introduce una complejidad considerable en esta relación.

A escalas aún mayores, la distribución de la materia oscura, heredada de las fluctuaciones primordiales amplificadas por la gravedad, dio lugar a la red cósmica.⁸¹ Esta es la estructura a mayor escala del universo, una vasta red interconectada de filamentos densos y paredes (o sábanas) de materia oscura (y, por lo tanto, de galaxias), que se cruzan en nodos aún más densos donde se forman los cúmulos de galaxias. Estos filamentos y paredes rodean grandes regiones de baja densidad llamadas «vacíos», que contienen muy pocas galaxias. Las galaxias y los cúmulos de galaxias no están distribuidos al azar, sino que trazan esta red cósmica subyacente de materia oscura. Las simulaciones cosmológicas numéricas por computadora, como la Millennium Simulation o las simulaciones EAGLE e Illustris, que incorporan la gravedad, la materia oscura y la hidrodinámica del gas bariónico, han sido notablemente exitosas en reproducir la estructura filamentaria observada de la red cósmica y la distribución y propiedades de las galaxias dentro de ella.⁸⁴ Sin la presencia dominante de la materia oscura, la formación de galaxias y la estructura a gran escala habría sido un proceso mucho más lento e ineficiente, y el universo no se parecería en nada al que observamos hoy. La materia oscura es, por tanto, un ingrediente esencial del modelo cosmológico estándar, conocido como $ \Lambda $CDM (Lambda Cold Dark Matter).

E. El Modelo Jerárquico de Formación de Galaxias: Fusiones y Evolución

El modelo predominante para explicar cómo se formaron y evolucionaron las galaxias a lo largo del tiempo cósmico es el modelo jerárquico o de «abajo hacia arriba» (bottom-up).⁷⁷ En este escenario, las primeras estructuras gravitacionalmente ligadas que se formaron fueron relativamente pequeñas: halos de materia oscura de baja masa que albergaban las primeras protogalaxias o galaxias enanas.

Con el tiempo, estos bloques de construcción más pequeños interactuaron gravitacionalmente y se fusionaron repetidamente para formar galaxias progresivamente más grandes y masivas, y eventualmente, cúmulos de galaxias.⁸³ Este proceso de fusión (merging) es un motor clave de la evolución galáctica. Se distinguen dos tipos principales de fusiones:

• Fusiones Menores (Minor Mergers): Ocurren cuando una galaxia grande acrecienta una galaxia satélite significativamente más pequeña (por ejemplo, con una razón de masa de 1:10 o menos). Estos eventos son relativamente comunes. Pueden perturbar el disco de la galaxia principal, engrosarlo, desencadenar brotes de formación estelar, y transportar gas hacia el bulbo central o el agujero negro supermasivo. La Vía Láctea, por ejemplo, está actualmente en proceso de acretar varias galaxias enanas satélite, como la galaxia enana de Sagitario, y ha experimentado numerosas fusiones menores en su pasado.⁸³ Generalmente, las fusiones menores no destruyen completamente la estructura de disco de la galaxia principal.
• Fusiones Mayores (Major Mergers): Involucran la colisión y coalescencia de dos galaxias de masa comparable (por ejemplo, con una razón de masa de 1:4 o mayor). Estos eventos son mucho más violentos y transformadores. Las intensas fuerzas de marea pueden distorsionar drásticamente las galaxias progenitoras, arrancando largas colas de estrellas y gas. Las colisiones de nubes de gas pueden desencadenar episodios masivos de formación estelar (conocidos como «starbursts»). Se cree que las fusiones mayores entre galaxias espirales (ricas en gas y con discos) son el principal mecanismo para la formación de galaxias elípticas (que son más esferoidales, pobres en gas frío y dominadas por poblaciones estelares viejas).⁸³ La energía orbital y el momento angular de las galaxias progenitoras se redistribuyen, y los discos a menudo se destruyen o se transforman en componentes esferoidales más calientes dinámicamente.

Además de las fusiones, las interacciones gravitatorias continuas entre galaxias (incluso sin una fusión completa), así como procesos internos como la formación de barras estelares en los discos, las inestabilidades del disco y la retroalimentación de la formación estelar y de los núcleos galácticos activos (AGN), impulsan la evolución secular de las galaxias. Estos procesos pueden cambiar su morfología (la forma aparente, como espiral, elíptica, irregular), su contenido de gas, su tasa de formación estelar y las propiedades de sus poblaciones estelares a lo largo del tiempo cósmico.⁷⁷

La evidencia observacional apoya el modelo jerárquico. Las observaciones de galaxias a altos corrimientos al rojo (que corresponden a épocas más tempranas del universo) revelan una mayor frecuencia de interacciones y fusiones, y una mayor proporción de galaxias más pequeñas, más azules (indicando formación estelar activa) e irregulares en comparación con el universo local, que está dominado por galaxias más grandes y evolucionadas.⁸⁶ Además, la presencia de múltiples poblaciones estelares con diferentes edades y composiciones químicas dentro de una misma galaxia (como en la Vía Láctea) es consistente con una historia de formación extendida a través de la acreción continua de gas y la fusión con otras galaxias.⁸⁶

Las fusiones galácticas, por tanto, no son eventos aislados o raros, sino un proceso continuo y fundamental en la vida de las galaxias. Son un motor clave de su evolución y de la diversidad de formas y propiedades que observamos. Esto implica que las galaxias no son entidades estáticas, sino sistemas dinámicos que han cambiado significativamente desde su formación en el amanecer cósmico hasta el presente.

VI. La Evolución del Universo Observable: Del Cosmos Temprano al Presente

Desde el amanecer cósmico, con la formación de las primeras estrellas y galaxias, el universo ha continuado una compleja evolución. Los procesos de nucleosíntesis dentro de las estrellas han enriquecido químicamente el cosmos, permitiendo la formación de planetas y, eventualmente, vida. A escalas aún mayores, la propia expansión del universo ha revelado sorpresas, como su actual fase de aceleración impulsada por la misteriosa energía oscura.

A. Nucleosíntesis Estelar: La Fábrica Cósmica de Elementos

Mientras que la Nucleosíntesis del Big Bang (BBN) fue responsable de la producción de los elementos más ligeros –hidrógeno (H), helio (He) y trazas de litio (Li)– la gran mayoría de los elementos más pesados que componen el universo, incluyendo aquellos esenciales para la vida como el carbono (C), oxígeno (O), nitrógeno (N), y hierro (Fe), se forjaron en los interiores de las estrellas a través de procesos de nucleosíntesis estelar.⁸⁷ Las estrellas son, en esencia, gigantescos hornos nucleares.

Los procesos de fusión nuclear que ocurren dentro de una estrella dependen críticamente de su masa inicial:

• Estrellas de Baja Masa (como el Sol, con masas < 8 masas solares aproximadamente):

• Secuencia Principal (Fusión de Hidrógeno): Durante la mayor parte de su vida, estas estrellas fusionan hidrógeno en helio en sus núcleos. El mecanismo principal en estrellas de masa solar o inferior es la cadena protón-protón (p-p chain), donde cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se combinan gradualmente para formar un núcleo de helio-4, liberando energía.⁹⁰ En estrellas ligeramente más masivas que el Sol (pero aún consideradas de baja masa en este contexto, >1.3 masas solares), y a temperaturas centrales más altas (superiores a unos 17 millones K), el ciclo CNO (Carbono-Nitrógeno-Oxígeno) se vuelve más eficiente.⁹⁰ En este ciclo, los núcleos de carbono, nitrógeno y oxígeno actúan como catalizadores para fusionar hidrógeno en helio. Nuestro Sol, por ejemplo, obtiene alrededor del 1% de su energía del ciclo CNO.⁹⁰
• Fusión de Helio (Proceso Triple Alfa): Una vez que el hidrógeno en el núcleo se agota, el núcleo de la estrella (ahora compuesto principalmente de helio) se contrae y se calienta. Si la temperatura alcanza unos 100 millones K, comienza la fusión de helio. Tres núcleos de helio-4 (partículas alfa) se combinan para formar un núcleo de carbono-12 (el proceso triple alfa).⁸⁸ Si la temperatura es suficientemente alta, el carbono puede capturar otra partícula alfa para formar oxígeno-16. En estrellas de baja masa, la nucleosíntesis generalmente no procede mucho más allá del carbono y el oxígeno.
• Estrellas de Alta Masa (> 8 masas solares aproximadamente):

• Estas estrellas son mucho más calientes y densas en sus núcleos, lo que les permite experimentar etapas de fusión nuclear sucesivamente más avanzadas, quemando elementos cada vez más pesados.⁸⁸
• Después de la fusión de hidrógeno (principalmente a través del ciclo CNO debido a sus altas temperaturas centrales) y la fusión de helio, estas estrellas pueden fusionar carbono en neón y sodio; neón en oxígeno y magnesio; oxígeno en silicio y azufre; y finalmente silicio en elementos del grupo del hierro, principalmente hierro-56 y níquel-56.⁸⁸ Muchas de estas etapas tardías de combustión involucran el proceso alfa, donde los núcleos capturan sucesivamente partículas alfa (núcleos de helio-4) para construir elementos más pesados con números pares de protones (C $ \rightarrow $ O $ \rightarrow $ Ne $ \rightarrow $ Mg $ \rightarrow $ Si $ \rightarrow \dots \rightarrow $ Fe).⁸⁸
• El hierro-56 tiene uno de los núcleos atómicos más fuertemente ligados por nucleón. Esto significa que la fusión de núcleos más ligeros para formar hierro libera energía, pero la fusión de hierro para formar elementos aún más pesados consumiría energía en lugar de liberarla.⁸⁸ Por lo tanto, la fusión nuclear en el núcleo de una estrella masiva se detiene una vez que se forma un núcleo de hierro.
• Producción de Elementos Más Pesados que el Hierro:
  Los elementos más pesados que el hierro no pueden formarse por fusión nuclear en el núcleo de las estrellas de manera energéticamente favorable. En su lugar, se producen principalmente a través de procesos de captura de neutrones:

• Proceso-s (Captura Lenta de Neutrones): Este proceso ocurre principalmente en las etapas tardías de la evolución de estrellas de masa baja a intermedia, cuando se convierten en gigantes de la rama asintótica (AGB).⁹⁶ En estas estrellas, se producen neutrones a través de ciertas reacciones nucleares (por ejemplo, involucrando carbono-13 o neón-22). Los núcleos atómicos preexistentes (semillas, como el hierro) capturan estos neutrones uno por uno. Si el nuevo isótopo formado es estable, puede capturar otro neutrón. Si es inestable, típicamente sufre una desintegración beta (donde un neutrón se convierte en un protón, emitiendo un electrón y un antineutrino) antes de que pueda capturar otro neutrón, aumentando así el número atómico y creando un nuevo elemento. Como las capturas de neutrones son «lentas» en comparación con las tasas de desintegración beta, el proceso-s sigue un camino a lo largo del «valle de estabilidad beta» en la tabla de nucleidos. Es responsable de la producción de aproximadamente la mitad de los isótopos más pesados que el hierro, hasta el plomo (Pb) y el bismuto (Bi).⁹⁶
• Proceso-r (Captura Rápida de Neutrones): Este proceso requiere entornos con densidades de neutrones extremadamente altas, mucho mayores que las disponibles en las estrellas AGB.⁹⁸ En tales condiciones, los núcleos semilla capturan neutrones muy rápidamente, mucho más rápido que las tasas de desintegración beta. Esto empuja a los núcleos muy lejos del valle de estabilidad beta, hacia isótopos extremadamente ricos en neutrones. Una vez que el flujo de neutrones cesa, estos isótopos altamente inestables sufren una cascada de desintegraciones beta, poblando los núcleos estables más pesados, incluyendo elementos como el oro (Au), el platino (Pt), el uranio (U) y el torio (Th). Los sitios astrofísicos propuestos para el proceso-r incluyen las supernovas de colapso de núcleo (aunque los modelos tienen dificultades para reproducir las condiciones exactas) y, de manera más concluyente en los últimos años, las fusiones de estrellas de neutrones binarias (eventos de kilonovas).⁹⁸ La observación del evento de ondas gravitacionales GW170817 y su contrapartida electromagnética proporcionó una fuerte evidencia de que las fusiones de estrellas de neutrones son un sitio importante para el proceso-r.
• Otros procesos, como el proceso-rp (captura rápida de protones) en entornos ricos en protones y a altas temperaturas (por ejemplo, en explosiones de rayos X en estrellas de neutrones acretantes) y el proceso-p (fotodesintegración, donde los rayos gamma arrancan nucleones de los núcleos) también contribuyen a la producción de ciertos isótopos raros, especialmente los ricos en protones.⁹⁰

La nucleosíntesis estelar es, por tanto, un proceso continuo y diverso que ha transformado la composición química del universo desde un estado primordial simple a la rica variedad de elementos que observamos hoy.

B. Dispersión de Elementos y Enriquecimiento Químico Galáctico

Los elementos químicos sintetizados en los interiores de las estrellas no permanecen allí para siempre. Son devueltos al medio interestelar (ISM) –el gas y el polvo que llena el espacio entre las estrellas dentro de una galaxia– a través de varios mecanismos de pérdida de masa y eventos explosivos. Este proceso de dispersión es fundamental para el enriquecimiento químico galáctico, ya que el material expulsado se mezcla con el ISM y se incorpora a las nuevas generaciones de estrellas y sistemas planetarios, aumentando gradualmente su contenido de «metales» (elementos más pesados que el helio) con el tiempo.

Los principales mecanismos de dispersión de elementos son:

• Vientos Estelares: Todas las estrellas emiten un flujo de partículas desde sus atmósferas, conocido como viento estelar.

• Estrellas de Baja Masa (incluyendo Gigantes Rojas y Estrellas AGB): En las etapas tardías de su evolución, estas estrellas desarrollan vientos estelares intensos que expulsan sus capas externas, que han sido enriquecidas con productos de la fusión de hidrógeno y helio (como carbono, nitrógeno) y elementos del proceso-s sintetizados en sus interiores.⁹¹
• Estrellas Masivas (Tipos O, B, Wolf-Rayet): Estas estrellas tienen vientos estelares extremadamente potentes a lo largo de sus vidas, que pueden expulsar cantidades significativas de masa. Estos vientos están enriquecidos con los productos de la fusión de hidrógeno (helio, nitrógeno del ciclo CNO) y, en etapas posteriores (como las estrellas Wolf-Rayet), con productos de la fusión de helio (carbono, oxígeno) e incluso elementos más pesados, antes de que la estrella explote como supernova.⁹¹

• Nebulosas Planetarias: Las estrellas de baja a intermedia masa (como el Sol) no explotan como supernovas. Al final de su fase de gigante AGB, expulsan suavemente sus capas externas de gas enriquecido, que son ionizadas por la radiación ultravioleta del núcleo estelar caliente remanente (una enana blanca en formación). Esta estructura brillante y en expansión se llama nebulosa planetaria.⁹⁴ Las nebulosas planetarias devuelven al ISM elementos como helio, carbono, nitrógeno, oxígeno y algunos productos del proceso-s.
• Supernovas: Son explosiones estelares cataclísmicas que dispersan enormes cantidades de elementos sintetizados tanto durante la vida de la estrella como en la propia explosión. Son los principales contribuyentes a muchos de los elementos más pesados.

• Supernovas de Colapso de Núcleo (Tipo II, Ib, Ic): Ocurren al final de la vida de estrellas masivas (> 8 masas solares) cuando su núcleo de hierro colapsa gravitacionalmente, formando una estrella de neutrones o un agujero negro, y la onda de choque resultante expulsa las capas externas de la estrella.⁹¹ Estas supernovas son ricas en elementos alfa (como oxígeno, neón, magnesio, silicio, azufre, calcio) y elementos del grupo del hierro. También son uno de los sitios propuestos para el proceso-r, que produce los elementos más pesados.⁹⁵
• Supernovas de Tipo Ia: Se cree que resultan de la explosión termonuclear de una enana blanca de carbono-oxígeno en un sistema binario que ha acumulado masa de su compañera hasta superar el límite de Chandrasekhar (aproximadamente 1.4 masas solares), o por la fusión de dos enanas blancas.¹⁰¹ La ignición descontrolada del carbono y el oxígeno destruye completamente la enana blanca. Las supernovas de Tipo Ia son fuentes importantes de elementos del grupo del hierro (especialmente hierro y níquel) y también producen cantidades significativas de elementos intermedios como el silicio y el azufre.¹⁰¹ No muestran hidrógeno en sus espectros, a diferencia de la mayoría de las supernovas de Tipo II.¹⁰³

Estos diversos mecanismos de dispersión no solo enriquecen el ISM con elementos pesados, sino que también inyectan energía y momento en él, creando burbujas calientes, ondas de choque y turbulencia, que pueden influir en la formación de nuevas estrellas (tanto desencadenándola como suprimiéndola en diferentes circunstancias).⁹⁵ El ciclo continuo de formación estelar, nucleosíntesis, dispersión de elementos y nueva formación estelar a partir de gas enriquecido es lo que impulsa la evolución química de las galaxias a lo largo del tiempo cósmico.⁹¹ La composición del Sol, rica en metales, y la existencia de planetas rocosos como la Tierra, son un testimonio directo de miles de millones de años de este enriquecimiento químico galáctico por generaciones anteriores de estrellas.

C. La Expansión Acelerada del Universo y la Energía Oscura

Durante gran parte del siglo XX, después del descubrimiento de Edwin Hubble de que el universo se está expandiendo, la pregunta dominante era si la expansión se ralentizaría lo suficiente como para detenerse y colapsar (un «Big Crunch»), o si continuaría expandiéndose para siempre, aunque a un ritmo decreciente debido a la atracción gravitatoria de toda la materia en el universo.¹⁰⁵

La sorpresa llegó en 1998. Dos equipos independientes de astrónomos –el Supernova Cosmology Project y el High-Z Supernova Search Team– estaban utilizando supernovas de Tipo Ia como «candelas estándar» para medir la tasa de expansión del universo a diferentes distancias (y por lo tanto, en diferentes momentos del pasado).¹⁰⁵ Las supernovas de Tipo Ia son particularmente útiles para esto porque se cree que todas alcanzan aproximadamente el mismo brillo máximo intrínseco, lo que permite estimar su distancia a partir de su brillo aparente observado. Al comparar estas distancias con los corrimientos al rojo de sus galaxias anfitrionas (que miden cuánto se ha expandido el universo desde que la luz fue emitida), los equipos descubrieron, para su asombro, que las supernovas distantes eran más débiles (y por lo tanto más lejanas) de lo que se esperaría en un universo cuya expansión se estuviera desacelerando o incluso expandiéndose a una tasa constante.¹⁰⁵ La única manera de explicar estas observaciones era que la expansión del universo no se está desacelerando, sino que se está acelerando.¹⁰⁵ Este descubrimiento fue galardonado con el Premio Nobel de Física en 2011.

Esta aceleración cósmica implica la existencia de una componente energética dominante en el universo con una presión negativa, que actúa de forma repulsiva, contrarrestando la gravedad atractiva de la materia y impulsando la expansión acelerada. Esta componente misteriosa se ha denominado energía oscura.⁸⁰

Las propiedades de la energía oscura se caracterizan a menudo por su ecuación de estado, $ w = p/\rho $, donde $ p $ es su presión y $ \rho $ es su densidad de energía. Para que la energía oscura cause una expansión acelerada, se requiere que $ w < -1/3 .∗Elcandidatomaˊssimpleparalaenergıˊaoscuraesla∗∗constantecosmoloˊgica∗∗( \Lambda $), originalmente introducida por Einstein en un contexto diferente y luego descartada por él. Una constante cosmológica representa la energía del vacío, una densidad de energía inherente al propio espacio, que es constante en el tiempo y el espacio, y tiene una ecuación de estado $ w = -1 $.¹⁰⁹

• Otros modelos teóricos proponen formas dinámicas de energía oscura, como campos escalares llamados quintaesencia, donde $ w $ puede variar con el tiempo.¹⁰⁹ Si $ w $ es constante pero diferente de -1, o si evoluciona, tendría implicaciones diferentes para el destino final del universo en comparación con una constante cosmológica. Por ejemplo, si $ w < -1 $ (lo que se conoce como «energía fantasma»), la aceleración sería tan violenta que podría llevar a un «Big Rip», donde todas las estructuras ligadas, desde cúmulos de galaxias hasta átomos, serían desgarradas por la expansión.

Observaciones posteriores, incluyendo mediciones más precisas del CMB (por WMAP y Planck), las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) en la distribución de galaxias, y el estudio de la formación de cúmulos de galaxias, han confirmado independientemente la existencia de la energía oscura y la expansión acelerada.¹⁰⁸ Se cree que la energía oscura comenzó a dominar la densidad de energía del universo y a impulsar la aceleración cósmica hace unos 5 a 6 mil millones de años (cuando el universo tenía unos 7.8 a 9.8 mil millones de años de edad).⁷⁴ Antes de eso, durante la mayor parte de la historia del universo, la expansión estaba dominada por la materia y, por lo tanto, se estaba desacelerando.

D. Composición y Edad Actual del Universo

Gracias a una combinación de observaciones cosmológicas, incluyendo el CMB, las supernovas de Tipo Ia, los sondeos de galaxias a gran escala y las mediciones de las abundancias de elementos ligeros, los cosmólogos han llegado a un modelo de concordancia para la composición y la edad del universo actual, conocido como el modelo $ \Lambda $CDM.

Composición Actual del Universo:

Las mediciones más recientes indican que la densidad total de energía-materia del universo es muy cercana a la densidad crítica, lo que significa que el universo es espacialmente plano (o muy cercano a serlo). Esta densidad total se distribuye aproximadamente de la siguiente manera 79:

• Energía Oscura: Constituye aproximadamente el 68-71% de la densidad total de energía del universo. Es la componente dominante y la responsable de la actual expansión acelerada.
• Materia Oscura: Representa alrededor del 24-27% de la densidad total. Es una forma de materia que no interactúa electromagnéticamente (no emite, absorbe ni refleja luz) pero ejerce gravedad. Su naturaleza exacta sigue siendo desconocida, pero es crucial para explicar la formación de galaxias y la estructura a gran escala.
• Materia Bariónica (Ordinaria): Es la materia «normal» de la que están hechos los átomos, las estrellas, los planetas y nosotros mismos. Sorprendentemente, constituye solo alrededor del 4.6-5% de la densidad total del universo. De esta pequeña fracción, la mayor parte se encuentra en forma de gas intergaláctico, y una porción aún menor está encerrada en estrellas y galaxias.
• Los neutrinos, aunque presentes, contribuyen con una fracción muy pequeña a la densidad total de energía.

Es notable que más del 95% del contenido energético del universo se encuentre en formas (energía oscura y materia oscura) cuya naturaleza fundamental aún no comprendemos y que nunca han sido detectadas directamente en experimentos de laboratorio.¹¹⁴

Edad Actual del Universo:

Se utilizan varios métodos independientes para estimar la edad del universo:

1. Observaciones del Fondo Cósmico de Microondas (CMB): El análisis detallado de las anisotropías de temperatura y polarización en el CMB, realizado por misiones como WMAP y Planck, permite determinar con gran precisión los parámetros cosmológicos, incluyendo la edad del universo. Asumiendo el modelo $ \Lambda $CDM, los datos de WMAP (a partir de 2013) arrojaron una edad de $ 13.77 \pm 0.059 $ mil millones de años.¹¹⁵ Los datos más recientes de Planck (publicados en 2018) sugieren una edad de $ 13.787 \pm 0.020 $ mil millones de años. Este es actualmente el método más preciso.
2. Mediciones de la Constante de Hubble (H0​): La constante de Hubble mide la tasa actual de expansión del universo. Extrapolando esta expansión hacia atrás en el tiempo, y conociendo la composición del universo (que afecta cómo ha cambiado la tasa de expansión a lo largo de la historia), se puede calcular la edad del universo. Por ejemplo, para un universo plano dominado por materia, la edad es $ 2/(3H_0) $. Con la inclusión de la energía oscura, la edad inferida es mayor para un mismo valor de H0​.¹¹⁵ Existe actualmente una cierta «tensión» entre los valores de H0​ medidos localmente (usando candelas estándar como Cefeidas y supernovas Tipo Ia) y el valor inferido del CMB en el contexto del modelo $ \Lambda $CDM, lo que introduce cierta incertidumbre en las edades derivadas exclusivamente de H0​.
3. Edades de los Objetos Más Antiguos: El universo debe ser al menos tan viejo como los objetos más antiguos que contiene. Los cúmulos globulares, que son agrupaciones de estrellas muy viejas, se utilizan como «relojes cósmicos». Estudiando las estrellas menos masivas que aún están en la secuencia principal en estos cúmulos, se pueden estimar sus edades. Las edades de los cúmulos globulares más antiguos se estiman entre 11 y 18 mil millones de años, aunque con incertidumbres considerables debido a las distancias y los modelos estelares.¹¹⁵ Las edades de las enanas blancas más antiguas y la nucleocosmocronología (datación basada en la desintegración de isótopos radiactivos de larga vida) también proporcionan estimaciones consistentes.

Afortunadamente, los resultados de estos diferentes métodos son en general consistentes, convergiendo en una edad para el universo de aproximadamente 13.8 mil millones de años. La concordancia entre la edad derivada del CMB y las edades de los objetos más antiguos es una prueba importante del modelo cosmológico estándar.¹¹⁵

VII. Conclusión: Un Universo en Constante Revelación

El viaje a través de la historia del universo, desde sus enigmáticos primeros instantes hasta su estado actual, es una narrativa de transformación continua, impulsada por las leyes fundamentales de la física y moldeada por una serie de eventos cósmicos cruciales. Hemos pasado de un estado de densidad y temperatura inconcebibles, donde las fuerzas fundamentales estaban unificadas, a un cosmos vasto, estructurado y en expansión acelerada.

La noción de una singularidad inicial, predicha por la Relatividad General, marca los límites de nuestra comprensión actual y subraya la necesidad de una teoría cuántica de la gravedad. Alternativas como el Gran Rebote de la Cosmología Cuántica de Bucles o los modelos cíclicos ofrecen perspectivas fascinantes donde el Big Bang no es un comienzo absoluto, sino una transición en una historia cósmica potencialmente eterna. Estas ideas, aunque especulativas, están impulsando la investigación teórica hacia nuevas fronteras.

La inflación cósmica emerge como un paradigma poderoso, resolviendo problemas fundamentales del modelo del Big Bang estándar, como el del horizonte y la planitud, y proporcionando el mecanismo para generar las semillas primordiales de toda la estructura cósmica a partir de fluctuaciones cuánticas. La notable concordancia entre las predicciones de la inflación y las observaciones detalladas del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) es uno de los pilares de la cosmología moderna. La búsqueda en curso de ondas gravitacionales primordiales a través de los modos B de polarización del CMB promete ofrecer pruebas aún más directas de este período de expansión ultrarrápida.

A medida que el universo se expandía y enfriaba, la bariogénesis estableció un sutil pero crucial desequilibrio entre materia y antimateria, sin el cual el cosmos sería estéril. Poco después, durante la Nucleosíntesis Primordial, se forjaron los primeros núcleos atómicos ligeros, cuyas abundancias predichas coinciden asombrosamente con las observaciones, validando nuestra comprensión del universo cuando tenía solo unos minutos de edad. La posterior recombinación permitió que los fotones se desacoplaran, dando origen al CMB y marcando el inicio de las Edades Oscuras.

El amanecer cósmico vio la formación de las primeras estrellas, las enigmáticas Estrellas de Población III, a partir del gas primordial. Estas estrellas masivas y efímeras jugaron un papel crucial en la reionización del universo y en la dispersión de los primeros elementos pesados, iniciando el proceso de enriquecimiento químico que continúa hasta hoy. La formación de galaxias, guiada por el andamiaje gravitacional de la materia oscura y a través de un proceso jerárquico de fusiones, ha dado lugar a la compleja red cósmica de galaxias, cúmulos y vacíos que observamos.

Dentro de las estrellas de sucesivas generaciones, la nucleosíntesis estelar ha fabricado la mayor parte de los elementos de la tabla periódica, que luego son dispersados al medio interestelar a través de vientos estelares y explosiones de supernova, enriqueciendo el material a partir del cual se forman nuevas estrellas y planetas.

Finalmente, el descubrimiento de la expansión acelerada del universo ha revelado que la mayor parte del contenido energético del cosmos reside en una forma misteriosa llamada energía oscura, cuya naturaleza es uno de los mayores enigmas de la física actual. Nuestro universo, con aproximadamente 13.8 mil millones de años de edad, está compuesto predominantemente por estas componentes oscuras (energía oscura y materia oscura), mientras que la materia bariónica ordinaria constituye solo una pequeña fracción.

La investigación sobre el origen y la evolución del universo es un campo vibrante y en constante progreso. Cada nueva observación, desde telescopios terrestres y espaciales hasta detectores de ondas gravitacionales y experimentos de partículas, nos proporciona nuevas piezas del rompecabezas cósmico. Aunque hemos logrado una comprensión notable de la historia del universo, persisten preguntas fundamentales sobre la naturaleza de la singularidad (o su ausencia), la física de la inflación, la identidad de la materia oscura y la energía oscura, y el origen último de las leyes que gobiernan el cosmos. El universo, en su vasta complejidad y continua evolución, sigue siendo una fuente inagotable de asombro y un desafío constante a nuestro intelecto.

Obras citadas

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6. ¿Está la Gravedad Cuántica de Bucles Sobrevalorada? – YouTube, fecha de acceso: mayo 9, 2025, https://m.youtube.com/watch?v=iTueyhE6lsU
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