Es importante darse cuenta de que la expansión del espacio no afecta el tamaño de objetos materiales como las galaxias, estrellas, manzanas, átomos u otros objetos cohesionados o mantenidos unidos por algún tipo de fuerza. Por ejemplo, si trazáramos un círculo alrededor de un racimo de galaxias sobre el globo, el círculo no se expandiría a medida que el globo se expandiera sino que, como las galaxias están ligadas entre sí por fuerzas gravitatorias, el círculo y las galaxias de su interior mantendrían su tamaño o configuración aunque el globo se expandiera. Eso es importante porque sólo podemos detectar la expansión si nuestros instrumentos de medida tienen tamaños fijos. Si todo se estuviera expandiendo, entonces, tanto nosotros como nuestras varas de medir, nuestros laboratorios, etc., todo se expandiría proporcionalmente y no notaríamos ninguna diferencia en el tamaño del universo en dos instantes diferentes.
Que el universo se estuviera expandiendo resultó una novedad para Einstein, pero la posibilidad de que las galaxias se estuvieran alejando las unas de las otras ya había sido propuesta años antes de los artículos de Hubble a partir de fundamentos teóricos suministrados por ecuaciones del propio Einstein. En 1922, el físico y matemático ruso Alexander Friedmann (1888-1925) investigó qué ocurriría en un modelo de universo basado en dos hipótesis que simplificaban mucho las matemáticas: que el universo tiene aspecto idéntico en todas direcciones y que tiene también el mismo aspecto desde cualquier punto de observación. Sabemos que la primera hipótesis de Friedmann no es exactamente verdadera -afortunadamente, ¡el universo no es uniforme por doquier! -. Si miramos hacia arriba en una dirección, podemos ver el Sol; en otra dirección, la Luna; en otra, una colonia emigrante de murciélagos vampiros. Pero el universo sí parece aproximadamente igual en cualquier dirección cuando lo consideramos a una escala muy grande -mayor, incluso, que la distancia entre las galaxias-. Es, en cierta manera, como mirar un bosque desde un avión. Si volamos suficientemente bajo, podemos ver las hojas individuales, o al menos los árboles y los espacios entre ellos. Pero si volamos tan arriba que alargando el brazo el pulgar oculta la visión de un kilómetro cuadrado de árboles, el bosque parecerá una masa verde uniforme. Podríamos decir que, a dicha escala, el bosque es uniforme.
A partir de esas hipótesis, Friedman consiguió obtener una solución a las ecuaciones de Einstein en la cual el universo se expandía de la forma que posteriormente observaría Hubble. En particular, el modelo de universo de Friedmann empieza con tamaño cero, se expande hasta que la atracción gravitatoria lo frena del todo, y después se vuelve a colapsar sobre sí mismo por efecto de dicha atracción. (Resulta que hay, además, otros dos tipos de soluciones de las ecuaciones de Einstein que también satisfacen las hipótesis del modelo de Friedmann, una de las cuales corresponde a un universo en que la expansión prosigue indefinidamente, aunque se frena un poco, y otra a un universo en que la tasa de expansión va disminuyendo hacia cero pero sin llegar a alcanzar dicho valor.) Friedmann murió pocos años después de haber llevado a cabo su trabajo, y sus ideas permanecieron prácticamente desconocidas hasta el descubrimiento de Hubble. Pero en 1927, un profesor de física y sacerdote católico llamado Georges Lemaitre (1894-1966) propuso una idea semejante: si retrotraemos la historia del universo, a medida que vamos a pasados más lejanos el universo se va haciendo cada vez más pequeño, hasta que llegamos a un suceso de creación -lo que llamamos en la actualidad el Big Bang-.
La imagen del Big Bang no gusté) a todo el mundo. De hecho, el término Big Bang fue acuñado con intención peyorativa y ridiculizadora en 1949 por el astrofísico de Cambridge Fred Hoyle, que creía en un universo que se expandía eternamente. Las primeras observaciones directas que reforzaron la idea del Big Bang no se obtuvieron hasta 1965, con el descubrimiento de un tenue fondo de microondas que llena todo el espacio. Esta radiación cósmica de fondo de microondas o CMBR (siglas de Cosmic Microwave Background Radiation), es análoga a la de los hornos de microondas pero mucho menos potente. Podemos observar esa radiación de fondo nosotros mismos si sintonizamos el televisor a un canal no utilizado, ya que un pequeño tanto por ciento de la nieve que vemos en la pantalla es debido a la radiación de fondo. Esa radiación fue descubierta accidentalmente por dos científicos de los laboratorios Bell que intentaban eliminar ese ruido estático de su antena de microondas. Al principio, creyeron que esa señal estática procedía de las deposiciones de palomas que habían anidado en su aparato, pero resultó que su problema tenía un origen más interesante – la radiación de fondo es la radiación que queda del universo primitivo muy caliente y denso que habría existido poco después del Big Bang-. A medida que el universo se expandió, la radiación se enfrió hasta convertirse en el tenue remanente que observamos ahora. Actualmente, esas microondas sólo podrían calentar la comida hasta -270 °C, tres grados por encima del cero absoluto, por lo cual no resultan demasiado útiles para freír palomitas de maíz.
Los astrónomos han hallado otros indicios que sostienen la imagen del Big Bang de un universo primitivo diminuto y muy caliente. Por ejemplo, durante el primer minuto, aproximadamente, el universo habría estado más caliente que el centro de una estrella típica. Durante ese intervalo, el conjunto del universo se habría comportado como un reactor nuclear de fusión. Las reacciones nucleares habrían cesado cuando el universo se expandió y enfrie) lo suficiente, pero la teoría predice que eso debería haber dejado el universo con un 23 por 100 de helio y trazas de litio y berilio (todos los elementos más pesados han sido formados posteriormente, en el interior de las estrellas). El cálculo está en buen acuerdo con las cantidades observadas de helio, litio y berilio.
Las medidas de la abundancia de helio y de la radiación cósmica de fondo proporcionaron evidencia convincente a favor de la imagen del Big Bang del universo muy primitivo, pero aunque podemos considerar dicha imagen como una descripción válida de los tiempos muy primitivos, sería equivocado tomar la idea del Big Bang literalmente, es decir, pensar que la teoría de Einstein proporciona una visión auténtica del origen del universo. Ello es porque la relatividad general predice que hay un instante en que la temperatura, la densidad y la curvatura del universo serían infínitas, una situación que los matemáticos llaman singularidad. Para los físicos, ello significa que la teoría de Einstein deja de valer en dicho instante y por lo tanto no puede ser utilizada para predecir cómo empezó el universo, sino sólo cómo evolucionó después de aquel instante. Así, aunque podamos utilizar las ecuaciones de la relatividad general y nuestras observaciones del firmamento para aprender cómo era el universo en una edad muy temprana, no es correcto extrapolar la imagen del Big Bang hasta exactamente el inicio.
Dentro de pocas líneas abordaremos el tema del origen del universo, pero antes debemos decir algunas palabras sobre la primera lase de la expansión. Los físicos la llaman inflación. A no ser que usted viva en Zimbabue, donde la inflación excedió hace poco el 200.000.000 por 100, puede que el término inflación no le parezca muy explosivo. Pero, incluso según las estimaciones más conservadoras, durante la inflación cosmológica el universo se expandió en un factor de 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 en 0,00000000000000000000000000000000001 segundos. Es como si una moneda de un centímetro de diámetro súbitamente explotara a una dimensión de unos diez millones de veces la anchura de la Vía Láctea. Podría parecer que eso viola la relatividad, ya que ésta establece que nada puede moverse más rápido que la luz en el vacío, pero dicha velocidad límite no se aplica a la expansión del propio espacio.