El modelo del Big Bang constituye uno de los triunfos de la cosmología moderna. Desde las observaciones de Edwin Hubble (1889-1953) sobre la expansión del universo en la década de 1920, hasta el descubrimiento, en 1965, de la radiación de fondo cósmico por Arno Penzias (1933-2024) y Robert Wilson (1936-), este modelo ha acumulado confirmaciones observacionales. Sin embargo, persiste una pregunta filosófica y metodológica: ¿a partir de cuántos parámetros libres un modelo deja de ser predictivo para convertirse en una simple descripción ajustable a voluntad?
N.B.:
El Big Bang es, ante todo, un modelo de evolución cósmica, no un modelo de origen cósmico. Nos cuenta la historia del universo desde un cierto instante, pero no nos dice por qué ocurrió ese instante, ni qué lo precedió.
El modelo estándar de la cosmología, llamado Lambda-CDM, se basa en un conjunto de parámetros medidos con precisión gracias a las anisotropías del fondo cósmico de microondas. Estos parámetros son: la densidad de materia bariónica \( \Omega_b \), la densidad de materia oscura \( \Omega_c \), la densidad de energía oscura \( \Omega_\Lambda \), el índice espectral \( n_s \), la amplitud de las fluctuaciones primordiales \( A_s \) y la profundidad óptica de reionización \( \tau \).
| Parámetro | Solidez del parámetro | Símbolo | Valor, sin unidad, medido (Planck 2018) | Significado físico | Método principal de medición |
|---|---|---|---|---|---|
| Densidad de materia ordinaria (materia bariónica) | Sólido: materia directamente observable y bien comprendida (nucleosíntesis primordial, espectroscopia) | \(\Omega_b h^2\) | 0,02237 ± 0,00015 ≈ 0,049 o 4,9% de la densidad total del universo | 4,9%: Fracción de materia ordinaria (átomos) en el universo | Anisotropías del CMB, analizando la luz fósil del Big Bang |
| Densidad de materia oscura (Cold Dark Matter - CDM) | Especulativo: efectos gravitacionales bien medidos, pero naturaleza física desconocida, sin detección directa hasta la fecha | \(\Omega_c h^2\) | 0,1200 ± 0,0012 ≈ 0,264 o aproximadamente 26,4% de la densidad total del universo | 26,4%: Fracción de materia oscura no relativista en el universo | Observando cómo giran las galaxias y cómo se desvía la luz alrededor de los cúmulos de galaxias (estructura a gran escala, lentes gravitacionales) |
| Densidad de energía oscura (Constante cosmológica) | Muy especulativo: efecto medido con certeza, pero naturaleza totalmente misteriosa, podría ser una propiedad del vacío o una nueva física | \(\Omega_\Lambda\) | 0,6889 ± 0,0056 ≈ 68,9% de la energía total del universo es energía oscura | 68,9%: Fracción de energía oscura, responsable de la aceleración de la expansión del universo | Observando explosiones de estrellas distantes (supernovas de tipo Ia) y su velocidad de alejamiento, oscilaciones acústicas bariónicas |
| Distribución de grumos (pequeños vs grandes) | Sólido: medición robusta, valor ligeramente inferior a 1 coherente con las predicciones de la inflación cósmica | \(n_s\) | 0,9649 ± 0,0042 | 1: Un valor cercano a 1 significa que las estructuras grandes (cúmulos de galaxias) están ligeramente favorecidas en comparación con las fluctuaciones pequeñas | Comparando los tamaños de las zonas calientes y frías en la radiación fósil. Espectro de potencia del CMB a diferentes escalas angulares |
| Intensidad de los grumos primordiales (amplitud de las fluctuaciones) | Sólido: medición directa y precisa en el CMB, coherente con la distribución actual de las galaxias | \(A_s\) | (2,100 ± 0,030) × 10-9 (muy baja) | "Muy baja" indica que el universo primordial era extremadamente homogéneo, con variaciones de densidad del orden de una parte por millón | Mapeando las ínfimas variaciones de temperatura (espectro de potencia del CMB) |
| Opacidad de la reionización (profundidad óptica de reionización) | Moderadamente sólido: medición indirecta con incertidumbres, depende de procesos astrofísicos complejos pero coherente con observaciones del JWST | \(\tau\) | 0,054 ± 0,007 ≈ 5,4% | 5,4%: Fracción de fotones del CMB que han sido dispersados por los electrones libres producidos durante la reionización, entre 150 millones y 1.000 millones de años después del Big Bang | Estudiando la polarización de la luz del CMB a grandes escalas angulares |
N.B.:
El parámetro H₀, aunque a menudo se presenta entre los seis parámetros fundamentales del modelo ΛCDM, en realidad es un parámetro derivado de las densidades de materia bariónica (\(\Omega_b\)), materia oscura (\(\Omega_c\)) y la constante cosmológica (\(\Omega_\Lambda\)), así como de la geometría del universo.
Fuente: Planck Collaboration 2018, Astronomy & Astrophysics y NASA LAMBDA Archives.
Un modelo demasiado flexible, con demasiados parámetros, puede reproducir cualquier dato y pierde así su verdadero poder predictivo.
La introducción de la teoría de la inflación cósmica por Alan Guth (1947-) en 1980 ilustra perfectamente este dilema. Esta teoría postula una fase de expansión extremadamente rápida del universo en sus primeros instantes (entre 10-36 y 10-32 segundos después del Big Bang).
Así, la inflación resuelve elegantemente varios problemas del modelo estándar: el problema del horizonte (¿por qué el universo observable es tan homogéneo y casi constante en temperatura?), el problema de la planitud (¿por qué la curvatura del universo está tan cerca de cero?) y la ausencia de monopolos magnéticos (entidades teóricas predichas pero nunca observadas).
Estos dos componentes siguen siendo misteriosos a pesar de décadas de investigación. La materia oscura, parametrizada en un 27% del contenido energético total del universo, solo se manifiesta a través de sus efectos gravitacionales indirectos: curvas de rotación de las galaxias, lentes gravitacionales, formación de estructuras a gran escala.
La energía oscura, parametrizada en un 68% del contenido, sería responsable de la aceleración de la expansión cósmica observada desde finales de la década de 1990. Estas entidades, aunque invisibles y no detectadas directamente, se han convertido en componentes esenciales del modelo. Sus parámetros ad hoc están destinados a salvar el modelo frente a observaciones inesperadas.
El modelo del Big Bang se basa en muchas constantes fundamentales y parámetros cosmológicos que deben tomar valores muy precisos para que el universo se parezca a lo que observamos.
El problema del ajuste fino es que pequeñas variaciones en estos parámetros harían que el universo fuera radicalmente diferente: sin formación de galaxias, sin química compleja, sin estabilidad estelar o incluso sin una expansión coherente. El modelo del Big Bang utiliza estos valores como datos de entrada y no proporciona un mecanismo fundamental para explicar por qué toman precisamente estos valores. Esto constituye una limitación conceptual importante: el modelo es predictivo para la evolución del universo una vez que estos parámetros están fijados, pero no resuelve la cuestión de por qué estos valores específicos.
El modelo cosmológico Lambda-CDM ha ofrecido una descripción robusta de la evolución del universo. Sin embargo, la llegada de observaciones cada vez más precisas, especialmente gracias a Planck, el Sloan Digital Sky Survey, Gaia y, desde 2022, el JWST, revela tensiones importantes entre las predicciones del modelo y los datos observacionales.
• La más discutida es la tensión sobre el valor de H0, es decir, la tasa de expansión actual. Las mediciones del fondo cósmico de microondas dan un valor alrededor de 67 km s\(^{-1}\) Mpc\(^{-1}\), mientras que los métodos locales independientes (cefeidas, supernovas Ia) convergen en 73 km s\(^{-1}\) Mpc\(^{-1}\). Esta diferencia supera ahora las incertidumbres razonables.
• Otra tensión proviene del descubrimiento por el JWST de galaxias masivas y ya bien estructuradas en épocas muy tempranas (menos de 400 millones de años después del Big Bang). Este fenómeno parece contradecir la velocidad esperada de formación jerárquica de estructuras. Algunas de estas galaxias muestran una metalicidad elevada y masas estelares y de halo muy por encima de lo que predeciría la evolución estándar de crecimiento por fusión progresiva de halos pequeños.
• Aunque el fondo cósmico de microondas aparece notablemente uniforme, se observa bastante temprano en la historia del universo una estructura granular compuesta por zonas más densas y menos densas. Esto indica que las pequeñas variaciones iniciales de densidad quizá no fueran del todo "aleatorias".
Dos grandes caminos son posibles: complicar aún más el modelo añadiendo parámetros adicionales (por ejemplo, una energía oscura evolutiva, materia oscura autointeractuante, curvatura residual...) o explorar alternativas conceptuales como la gravedad modificada, modelos sin inflación o escenarios de rebote cósmico.
Cada vez que una nueva observación contradice las predicciones, la tentación es grande de añadir un nuevo parámetro en lugar de cuestionar los fundamentos del modelo.
La incapacidad del modelo para explicar el instante cero deja abiertas interrogantes fundamentales que tocan tanto la física como la metafísica. La pregunta más vertiginosa sigue siendo la formulada por el filósofo Gottfried Wilhelm Leibniz (1646-1716) en el siglo XVII: ¿por qué hay algo en lugar de nada? El modelo del Big Bang no responde a esta pregunta; la presupone. Asimismo, la pregunta de qué había antes del Big Bang podría carecer de sentido si el tiempo mismo surgió con el universo. Como señalaba Stephen Hawking (1942-2018), preguntar qué precedió al Big Bang es como preguntar qué hay al norte del Polo Norte: la pregunta presupone la existencia de algo (una dirección "más al norte") que simplemente no existe. Finalmente, una interrogación crucial persiste: ¿representa el Big Bang un comienzo absoluto o simplemente una transición entre un estado anterior y nuestro universo actual?
| Dominio | Lo que el modelo PREDICTA y EXPLICA | Lo que el modelo NO EXPLICA | Estado científico |
|---|---|---|---|
| Origen del universo | Evolución desde un estado denso y caliente hace 13.800 millones de años | Por qué ocurrió el Big Bang, qué existía antes (si esta pregunta tiene sentido), la causa primera | Límite fundamental: más allá del tiempo de Planck (10-43 s), nuestras teorías colapsan |
| Asimetría materia-antimateria | Observación: el universo está compuesto casi exclusivamente de materia, muy poca antimateria | Por qué existe un desequilibrio entre materia y antimateria (aproximadamente 1 partícula de materia en exceso por cada 1.000 millones de pares materia-antimateria), mecanismo de esta asimetría primordial | Problema mayor no resuelto: según el modelo estándar, el Big Bang debería haber creado tanta materia como antimateria, que se habrían aniquilado mutuamente |
| Expansión del universo | Tasa de expansión (constante de Hubble), historial de la expansión, predicción verificada por Hubble en 1929 | Por qué el universo está en expansión en lugar de ser estático, mecanismo inicial de la expansión | Predicción confirmada, pero origen inexplicado |
| Nucleosíntesis primordial | Formación de elementos ligeros (hidrógeno, helio, litio) en los primeros 3 minutos, abundancias predichas con precisión | Por qué existen estas leyes nucleares, origen de las constantes físicas que permiten la nucleosíntesis | Predicción espectacular confirmada por observaciones |
| Radiación de fondo cósmico (CMB) | Existencia, temperatura (2,7 K), espectro de cuerpo negro, anisotropías 380.000 años después del Big Bang | Por qué el universo era homogéneo a gran escala, origen de las fluctuaciones primordiales | Predicción mayor confirmada (descubierta en 1965), pero origen de las condiciones iniciales desconocido |
| Formación de estructuras | Formación jerárquica de galaxias, cúmulos y supercúmulos a partir de fluctuaciones primordiales | Origen exacto de las fluctuaciones, por qué esta amplitud particular (2 × 10-9) | Proceso bien comprendido, pero condiciones iniciales misteriosas |
| Materia oscura | Distribución espacial, efectos gravitacionales, papel en la formación de estructuras | Naturaleza física de las partículas, por qué existe, por qué precisamente el 27% del contenido total | Efectos medidos con precisión, pero naturaleza totalmente desconocida (sin detección directa) |
| Energía oscura | Aceleración de la expansión desde hace unos 5.000 millones de años, contribución del 68% al contenido energético | Naturaleza física, por qué existe, por qué su densidad tiene este valor preciso, ¿es realmente constante? | Efecto observado (Premio Nobel 2011), pero naturaleza completamente misteriosa |
| Ajuste fino de las constantes | Mediciones precisas de las constantes fundamentales (constante de estructura fina, relación masa protón/electrón, etc.) | Por qué estos valores particulares, por qué están tan finamente ajustados para permitir la vida y la complejidad | Observación establecida, explicación ausente (principio antrópico, multiverso?) |
| Inflación cósmica | Resuelve los problemas del horizonte, de la planitud, ausencia de monopolos | ¿Qué mecanismo exacto, naturaleza del campo de inflatón, por qué la inflación se desencadenó y luego se detuvo? | Hipótesis atractiva con predicciones parcialmente verificadas, pero cientos de variantes posibles |
| Destino del universo | Si la energía oscura sigue constante: expansión eterna hacia un Big Freeze (universo frío y vacío) | Evolución futura de la energía oscura, fenómenos físicos aún desconocidos que podrían intervenir | Extrapolación basada en observaciones actuales, pero incertidumbre a muy largo plazo |
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