El universo está compuesto principalmente de hidrógeno y helio, en una proporción parecida a la que se formó apenas unos minutos después del Big Bang. De aquella gigantesca nube de gas, que se fragmentó en incontables nubes más pequeñas, que acabarían formando galaxias y cúmulos de galaxias, apenas un pequeño porcentaje ha llegado a formar una estrella. A día de hoy, la mayoría de la materia ordinaria de nuestro universo sigue en forma de gas, llenando el medio entre las estrellas o incluso entre las galaxias que forman un cúmulo de galaxias. Pero lo que se formó justo después del Big Bang no era exactamente lo mismo que ese gas que llena el universo: aquello no eran átomos, sino simplemente núcleos de átomos, sin electrones.
Cuando hablamos de la nucleosíntesis que ocurrió pocos minutos tras el Big Bang, siempre nos referimos a la formación de diferentes núcleos atómicos. Hasta aquél momento, el joven universo había estado demasiado caliente para formar partículas compuestas como protones y neutrones. Antes, todo era un plasma de quarks y gluones. Cuando el universo tenía aproximadamente una millonésima de segundo de edad, pudieron formarse los primeros hadrones. Principalmente protones, neutrones y piones, unos mesones inestables que acabarían decayendo. No fue hasta los tres minutos, aproximadamente, de edad del universo, que estos protones y neutrones empezaron a combinarse para formar núcleos más pesados que el de hidrógeno. Así se formaron núcleos de deuterio, de helio e incluso un minúsculo porcentaje de núcleos de litio. Pero a los veinte minutos del Big Bang, este proceso se detuvo, pues la energía de las partículas descendió demasiado como para que siguiera adelante.
Para que los electrones que habitaban aquél jovencísimo universo pudieran unirse a los núcleos atómicos tendría que pasar mucho más tiempo, hasta que llegáramos a la época de la “recombinación”. Durante toda esta época el universo, dominado por la radiación y partículas cargadas, era opaco a la luz, por lo que cualquier fotón generado era rápidamente absorbido o dispersado por las partículas cargadas, impidiendo que la luz viajara libremente. Pero a medida que el universo continuaba su expansión y enfriamiento, llegó un punto, aproximadamente 378000 años después del Big Bang, donde la temperatura descendió lo suficiente para permitir un cambio radical. En este momento los electrones, que hasta entonces habían tenido demasiada energía para unirse a los núcleos atómicos, se enfriaron lo suficiente como para ser capturados por los núcleos de hidrógeno. Este proceso de "recombinación" dio lugar a la formación de los primeros átomos neutros.
Con la formación de los primeros átomos neutros, el universo se transformó de un plasma caliente y opaco a un estado transparente. Los fotones, que hasta ese momento habían estado atrapados en el tira y afloja con partículas cargadas, de repente se encontraron libres para viajar a través del espacio. Este mar de fotones liberados es lo que hoy observamos como el Fondo Cósmico de Microondas, un eco térmico y tardío del Big Bang, que se dispersó en todas direcciones.
La era de la recombinación no solo supuso la formación de los primeros átomos eléctricamente neutros, sino que también preparó el terreno para la evolución futura del universo. Al hacerse transparente a la luz, este medio dejó de estar dominado por la presión de la radiación. El universo entró en una fase de oscuridad, conocida como la "edad oscura". Durante este tiempo, sin estrellas o galaxias para iluminar el cosmos, el universo permaneció en una vasta oscuridad. Al cabo de millones de años, cuando el universo se había expandido y enfriado lo suficiente, esta gigantesca nube de hidrógeno y helio se había ido fracturando en trozos cada vez más pequeños y densos. Estas concentraciones de materia poco a poco colapsaron bajo su propia gravedad y a partir de ellas se formarían las primeras estrellas y galaxias, poniendo fin a la edad oscura. La era de la recombinación representa, por tanto, un puente entre el universo primitivo, dominado por partículas elementales y fuerzas fundamentales, y el universo más estructurado y macroscópico que conocemos hoy.
Aquella primera luz que pudo viajar libre cuando el universo se volvió invisible, hemos podido detectarla desde la Tierra. En el momento de su emisión era luz tan energética como la que puede emitir una estrella, pero por la expansión del universo desde que fue emitida, ha perdido energía hasta situarse en el rango de las microondas. Aquella luz, que podría haberse detectado a simple vista cuando se emitió (si hubiera habido alguien para detectarla, cosa obviamente imposible), hoy solo podemos percibirla mediante antenas de radio. El fondo cósmico de microondas proporciona una instantánea del universo en el momento de la recombinación. Los patrones sutiles y las fluctuaciones de temperatura observadas en esta radiación casi uniforme y homogénea nos dan pistas valiosas sobre las condiciones del universo primitivo, la distribución de la materia (incluso de la materia oscura), y la naturaleza de los procesos físicos que ocurrieron en los primeros momentos después del Big Bang.
Referencias:
- Ryden, Barbara (2003). Introduction to Cosmology. Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-8912-8.
- Eric Chaisson, Stephen McMillan, 2017, Astronomy Today, Prentice Hall
