A grandes rasgos, hoy podemos decir que la materia visible del universo está formada en un 99 % por Hidrógeno y Helio. El 1% restante corresponde a los elementos más pesados a los cuales, en conjunto, los astrónomos designan como “metales”. Su abundancia relativa, temperatura de formación y el tiempo en el cuál se formaron . Con los datos actuales y aceptando la hipótesis de la “inflación“, podemos resumir la historia del universo .

En los instantes iniciales, durante el llamado “tiempo de Planck” (10-43 s), el universo estaba lleno de una energía muy densa, a una temperatura y presión correspondientes a ese estado. A continuación, rápidamente se expandió y enfrió, experimentando cambios de fase del tipo de los que ocurren durante la condensación de un vapor, pero referidos a partículas elementales. Aproximadamente a los 10 -35 del primer segundo, el universo sufre un cambio de fase que provoca una etapa de expansión exponencial, conocida como “inflación cósmica”. Esta etapa de inflación produjo como resultado un plasma de partículas elementales llamadas “quarks” y “gluones”, con movimiento relativista.

El aumento de tamaño del espacio provoca más enfriamiento que continúa hasta que se produce otra transición de fase y ocurre la “bariogénesis”, la génesis de los componentes del núcleo atómico, de la cual todavía se sabe muy poco. Se estima que en esa época se formó la masa “bariónica del universo” y se produjo la asimetría entre materia y antimateria que se observa hoy. Es decir, en esa época los quarks y los gluones que hasta entonces eran libres, se combinaron para dar bariones como el protón o el neutrón, los componentes básicos del núcleo atómico.

Al continuar la expansión continúa el enfriamiento y nuevos cambios de fase siguen rompiendo la simetría inicial, dando la forma actual a las fuerzas de la física y a las partículas elementales. A partir de aquí, es más sencillo inferir que la unión de protones y neutrones dará lugar a la formación de los núcleos de Deuterio y de Helio, un proceso denominado “nucleosíntesis primordial

Después el enfriamiento hace que la materia deje de moverse de manera relativista y la densidad de energía comienza a dominar gravitacionalmente sobre la radiación. Pasados ya unos 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los átomos (principalmente Hidrógeno). Por esta unión, la radiación se desacopló de los átomos y continuó viajando libremente por el espacio, es decir, el universo se volvió transparente. Esa radiación enfriada por la expansión, es el fondo de microondas que observamos hoy, en definitiva, un “fósil” del universo en aquel momento.

La descripción prosigue considerando que, en aquellas regiones donde la materia es ligeramente más densa, tiende a juntarse gravitacionalmente agrupándose en nubes, estrellas, galaxias y el resto de las estructuras que se observan actualmente. Para describir detalladamente los procesos de formación de esas estructuras es necesario conocer el tipo y la cantidad de materia del universo. Actualmente se estima que hay tres tipos de materia que son: la materia fría oscura, la materia oscura caliente y la materia “bariónica” observable, que es la que interactúa con los campos electromagnéticos.

La isotropía del fondo de microondas fue estudiada minuciosamente, tratando de encontrar rastros de aquellas anisotropías iniciales que dieron lugar a la formación de los primeros núcleos de condensación de materia. En 2003 se dieron a conocer los mejores datos disponibles obtenidos con el satélite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, en castellano: Sonda Wilkinson de Anisotropías de Microondas). Esos datos confirman que la forma más común de materia es la materia fría oscura. Los tipos restantes llegarían al 20% de la materia del universo.

Los cosmólogos han podido calcular muchos parámetros del universo con estos datos, con los del telescopio espacial Hubble y los del satélite COBE de 1989. Esos datos han permitido establecer que el fondo de microondas es isotrópico hasta una parte en 100.000 (1/105) con una temperatura residual de 2,726 K).

Respecto de la teoría, la energía oscura toma la forma de una constante cosmológica como la que fue planteada en las ecuaciones de campo de Einstein y hay otros modelos, pero los detalles de esta ecuación de estado y su relación con el modelo estándar todavía están siendo investigados.

En las etapas iniciales del universo, las energías que tenían las partículas eran mayores que las que hoy se pueden alcanzar en un laboratorio (para alcanzarlas, suponiendo que fuera realizable, sería necesario construir un acelerador de una longitud comparable con la distancia al sol). Por lo tanto, no hay experimentación posible y no hay modelo físico convincente para los primeros (10-33 s) del universo, el tiempo anterior al cambio de fase que forma parte de la teoría de la “Gran Unificación” de las fuerzas (GUT).

Para el primer instante, la teoría gravitacional de Einstein predice una singularidad donde las densidades son infinitas. Para intentar resolver esta paradoja, hace falta una teoría cuántica de la gravedad. Uno de los problemas no resueltos, más grandes de la física.

Por supuesto, no sabemos nada sobre lo que había antes del Big-Bang aunque nunca faltan especulaciones teóricas. La posibilidad de existencia de universos paralelos ya había anticipada por el filósofo y matemático alemán I. Kant, actualmente diríamos “multiversos”, cada uno con su big-bang, con sus constantes cosmológicas y sus leyes de la física, pero por ahora, y parece que por mucho tiempo más, todas estas teorías son sólo eso: especulaciones.