VII. LOS INSTANTES INICIALES
DESPUÉS de la inflación —si realmente ocurrió—, prosiguió
la expansión cósmica, de acuerdo con la teoría de la Gran Explosión. Debido
a sus altísimas temperaturas, el Universo debió ser inicialmente una "sopa de
cuarks" y anticuarks, electrones, positrones, neutrinos, antineutrinos, etc.,
que se creaban y aniquilaban continuamente. Un millonésimo de segundo después
de la Gran Explosión, la temperatura del Universo había bajado unos 1013
grados Kelvin, se cree que a esas temperaturas los cuarks y anticuarks pueden
combinarse para formar las partículas elementales como el protón, el neutrón
y muchas más, incluyendo sus antipartículas. Vamos a seguir la evolución del
Universo a partir de ese momento.
Después de un millonésimo de segundo, a una temperatura inferior a 1013 grados Kelvin, los protones y neutrones ya no pudieron coexistir con sus respectivas antipartículas y se aniquilaron mutuamente, transformando toda su masa en energía en forma de fotones. Afortunadamente, existía un ligerísimo exceso de materia sobre antimateria que sobrevivió por no tener una contraparte con la cual aniquilarse (en el capítulo anterior, señalamos un posible origen de este exceso): la materia actual es el residuo de lo que quedó en aquella época. Se ha calculado que por cada gramo que sobrevivió tuvieron que aniquilarse del orden de mil toneladas de materia y antimateria; la cantidad de energía liberada por tal proceso rebasa todo lo concebible.
Un segundo después de la Gran Explosión, la temperatura era de unos 1010 grados Kelvin. Los constituyentes principales del Universo eran: protones, electrones, positrones, neutrinos, antineutrinos y fotones. Todos ellos interactuaban entre sí —incluyendo los elusivos neutrinos, ya que sus energías y la densidad de la materia eran lo suficientemente altas para no dejarlos libres.
Los neutrones que no se encuentran formando parte de un núcleo atómico no son partículas estables. Un neutrón aislado decae espontáneamente en un protón, un electrón y un antineutrino. La masa de un neutrón es ligeramente superior a la de un protón más la de un electrón, por lo que, al decaer, esa diferencia de masa se transforma en energía del electrón y del antineutrino producidos. Por el contrario, un protón no decae espontáneamente: sólo puede transformarse en un neutrón si choca con un electrón o un antineutrino cuyas energías sean suficientes como para compensar la diferencia de masa.
A temperaturas de 1010 grados Kelvin, las partículas elementales en el Universo tenían suficiente energía para permitir que los protones y neutrones se transformaran continuamente unos en otros. Pero, al ir bajando la temperatura, disminuyó la abundancia de neutrones, ya que era cada vez más difícil que se produjeran para reponer los que se transformaban en protones.
Siguió bajando la temperatura: a 5 000 millones de grados Kelvin, todos los positrones se aniquilaron con los electrones quedando sólo el excedente de estos últimos; el resultado final fue un número igual de protones y electrones (la carga eléctrica neta del Universo es cero). Por esa misma época, los neutrinos y antineutrinos empezaron a dejar de interactuar con el resto de la materia.
Después de tres minutos de iniciada la expansión cósmica, la temperatura había bajado a 1 000 millones de grados Kelvin. A partir de ese momento, la especulación va a ceder el lugar a los hechos comprobables. Hemos señalado que la cantidad de neutrones fue disminuyendo con la temperatura, pero, antes de que desaparecieran por completo, las condiciones se volvieron favorables para que entraran en escena nuevos tipos de reacciones. Al chocar un protón y un neutrón, se pueden unir para formar un núcleo de deuterio (hidrógeno pesado). A su vez, los núcleos de deuterio chocan entre sí y llegan a formar, a través de varias reacciones nucleares, núcleos de helio y elementos más pesados (Figura 37). Lo interesante de este proceso es que ocurre a una temperatura crítica de unos 1 000 millones de grados Kelvin. A temperaturas superiores, los protones y neutrones tienen demasiada energía y destruyen, al chocar, los núcleos de deuterio que se hayan podido formar. A temperaturas menores, los núcleos de deuterio —que tienen carga eléctrica positiva— no poseen suficiente energía para vencer su repulsión eléctrica, por lo que les es imposible unirse y formar núcleos más pesados.
Figura 37. Producción de un núcleo de helio a partir de protones y electrones.
A temperaturas inferiores a los 1 000 millones de grados Kelvin, los núcleos atómicos que lograron formarse no podrán volverse a destruir, por lo que fijarán la composición química posterior del Universo. Todos los cálculos teóricos indican que, después de tres minutos, la masa del Universo quedó compuesta aproximadamente por 75% de hidrógeno, 25% de helio y apenas una traza de otros elementos. Ésta es la composición química que tenía el Universo en una época remota, antes de que nacieran las estrellas (veremos más adelante que la mayoría de los elementos que encontramos en la Tierra no son primordiales, sino que fueron "cocinados" en el interior de las estrellas). La abundancia de helio primordial se ha podido calcular a partir de observaciones astronómicas y el resultado concuerda extraordinariamente bien con la predicción teórica; ésta es una de las pruebas más fuertes en favor de la teoría de la Gran Explosión.
Después de tres minutos, y durante los siguientes cien mil años, no sucedió nada particular. El Universo siguió expandiéndose y enfriándose continuamente. La materia consistía principalmente de núcleos de hidrógeno y helio, de electrones libres y de fotones (además de los neutrinos y antineutrinos que ya no interactuaban con el resto de la materia): en resumen, un gas ionizado. Como explicamos en el capítulo V, la materia en esas condiciones brilla, pero no es transparente a la luz debido a que los fotones chocan constantemente con los electrones libres.
Cuando la temperatura bajó a unos 4 000 grados Kelvin, la situación cambió drásticamente. Los electrones, que hasta entonces andaban libres, pudieron, por primera vez, combinarse con los núcleos atómicos y formar los primeros átomos: ésa fue la época de la recombinación. La materia en el Universo dejó de ser un gas ionizado; al no quedar electrones libres, los fotones dejaron de interactuar con la materia y siguieron su evolución por separado. A partir de ese momento, el Universo se volvió transparente.
En nuestra época, unos 15 000 millones de años después de la Gran Explosión, el Universo se ha enfriado considerablemente, pero los fotones que fueron liberados en la época de la recombinación deben estar presentes todavía, llenando todo el espacio cósmico. Esos fotones fueron emitidos por la materia cuando se encontraba a una temperatura de unos 4 000 grados. Un gas a algunos miles de grados radia principalmente luz visible e infrarroja; pero recordemos que el Universo está en expansión y que, por lo tanto, la materia que emitió los fotones cósmicos se está alejando actualmente de nosotros a velocidades muy cercanas a la de la luz. Por lo tanto, los fotones emitidos han sufrido un enorme corrimiento al rojo; la teoría predice que deben de observarse, en nuestra época, en forma de ondas de radio. Ésta es la forma de radiación que emite un cuerpo a unos cuantos grados sobre el cero absoluto, que correspondería, en consecuencia, a la temperatura actual del Universo.
En 1965, los radioastrónomos estadunidenses Penzias y Wilson descubrieron una débil señal de radio que provenía uniformemente de todas las regiones del firmamento, sin variar ni con la dirección, ni con el tiempo (Figura 38). Al principio pensaron que era un defecto de su antena de radio y trataron de eliminarla por todos los medios. Pero la señal seguía ahí. Finalmente, se convencieron de que tenía un origen cósmico: eran los fotones "fósiles" que quedaron de la época de la recombinación. Más aún, determinaron que la temperatura actual del Universo (derivada de la energía de esos fotones "fósiles") es de unos tres grados sobre el cero absoluto. El descubrimiento de esta radiación de fondo es otra de las pruebas más importantes en favor de la teoría de la Gran Explosión.
Figura 38. El radiotelescopio especialmente diseñado por Penzias y Wilson
con el que descubrieron la radiación de 3ñK.
Regresemos por un momento al problema de la extensión del Universo y reexaminémoslo a la luz de la cosmología moderna. ¿Es el Universo finito o infinito? Hemos visto que los modelos de Friedmann admiten dos posibilidades: un universo cerrado sobre sí mismo, que se expande hasta cierto punto y luego se contrae, y un universo abierto, de volumen infinito, que se expande eternamente (el primer caso está acorde con la concepción original de Einstein de un universo limitado pero sin fronteras).
En principio, el Universo es abierto o cerrado según si su densidad de masa en el momento actual excede o no cierto valor crítico que, según los modelos de Friedmann, está dado por la fórmula
donde H es la constante de Hubble y G la constante gravitacional. Este valor resulta ser de unos 2 x 10-29 gramos por centímetro cúbico, o algo así como diez átomos de hidrógeno por metro cúbico. Desgraciadamente, aún no se ha podido determinar con suficiente precisión la densidad real del Universo para compararla con la crítica. (Unos cuantos átomos por metro cúbico parece una densidad extremadamente baja, pero no debemos olvidar que los cuerpos densos como las estrellas y los planetas son apenas puntos en la inmensidad del vacío cósmico; la densidad a la que nos referimos es un promedio universal.) Los astrónomos han estimado que si la masa en el Universo es principalmente la de las estrellas que brillan, entonces la densidad del Universo no llegaría a una centésima de la crítica, y el Universo, por lo tanto, debe ser abierto. Sin embargo, no es evidente que la mayor parte de la materia en el Universo brille lo suficiente para ser visible. Se ha podido demostrar que las galaxias en los cúmulos galácticos no podrían mantenerse unidas por su mutua atracción gravitacional, a menos de que sus masas fueran sensiblemente superiores a la visible. El problema de la "masa faltante" aún no se ha podido resolver satisfactoriamente. Esta masa podría encontrarse en forma de estrellas enanas casi sin brillo, de nubes opacas, de "halos" galácticos, de gas intergaláctico, de polvo, de pedruscos, de hoyos negros o hasta de partículas elementales exóticas, que interactúan sólo gravitacional o débilmente con la materia común y que, por lo tanto, no pueden descubrirse directamente.
Existe una manera indirecta de determinar la densidad del Universo. Según los cálculos de los cosmólogos, las abundancias de los elementos químicos que se produjeron a los tres minutos dependen de la velocidad de expansión del Universo, y ésta, a su vez, depende de su densidad. Se ha demostrado que la abundancia del helio primordial debe de variar entre 25 y 30%, según la densidad del Universo —en otras palabras, según si es abierto o cerrado— por otra parte, la abundancia del deuterio primordial es muy sensible a la densidad, pero, siendo este elemento muy raro, es mucho más difícil detectarlo. No es un problema simple estimar, a partir de observaciones astronómicas, cuál fue la composición primordial de la materia, porque las estrellas han estado "contaminando" el medio interestelar, como veremos en el capítulo siguiente. Pero aun aproximadas, las determinaciones más recientes de la cantidad de helio y deuterio primordiales son compatibles con un Universo abierto: indican que la densidad del Universo es superior a la de la materia visible, pero no excede la densidad crítica. Recordemos que, según la teoría inflacionaria, la densidad real debería ser justamente la crítica.
Hace algunos años, un grupo de físicos soviéticos anunció un descubrimiento que causó mucho revuelo: el neutrino parecía tener, en contra de lo que se creía, una pequeña masa. Aún no hay unanimidad entre los físicos sobre este hallazgo y todavía no se ha podido confirmar por medio de experimentos independientes; pero si la masa del neutrino no es exactamente cero, se tendrían repercusiones muy interesantes para la cosmología. En primer lugar, la mayor parte de la masa cósmica podría encontrarse en forma de neutrinos ñy hasta ser suficiente para cerrar el Universo! También podría ser que la "masa faltante" de los cúmulos de galaxias esté constituida por neutrinos atrapados por la atracción gravitacional de éstas. Y quizás estamos nadando en un mar de neutrinos sin sospecharlo. En un futuro cercano sabremos con certeza si el destino del Universo está regido por estas partículas fantasmas.
Si el Universo fuera abierto, su volumen sería infinito y, por lo tanto, también su masa sería infinita. Sin embargo, debemos distinguir entre el Universo como un todo y la parte de él que es accesible a nuestras observaciones. Si el Universo nació hace quince mil millones de años, no podemos ver objetos que se encuentren más lejanos que la distancia de quince mil millones de años luz, pues la luz emitida por ellos necesitaría un tiempo superior a la edad del Universo para llegar a nosotros. Así, nuestro Universo visible llega hasta un horizonte que se encuentra a unos quince mil millones de años luz. Evidentemente, el volumen y la masa del Universo visible son finitos. Mientras más lejos vemos en el Universo, vemos más atrás en el tiempo. Objetos que se encuentran a mil años luz, por ejemplo, se ven como eran hace mil años; del mismo modo, si pudiéramos ver el horizonte del Universo, estaríamos observando el momento mismo de la Creación. Y si no es posible ver nada detrás del horizonte, es porque más allá de él aún no había nacido el Universo. Sin embargo, con el fin de no especular innecesariamente, recordemos que de todos modos la materia del Universo no era transparente en el principio, por lo que no podemos observar aquello que sucedió antes del momento de la recombinación (Figura 39).
Figura 39. La parte del Universo accesible a nuestras observaciones se encuentra
dentro del horizonte cósmico, que corresponde justamente al lugar y momento
de la Gran Explosión. El Universo no era transparente en un principio, así que
no podemos ver directamente lo que sucedió durante los primeros cientos de miles
de años del Universo. Al volverse transparente, los fotones emitidos por la
materia incandescente se liberaron súbitamente y ahora los observamos como la
radiación de fondo.
El horizonte, del Universo se ensancha un año luz cada año y, al pasar el tiempo, vemos objetos cada vez más lejanos. Del mismo modo, el horizonte era más estrecho en el pasado; por ejemplo, al tiempo de Planck el radio del "Universo visible" era igual a la longitud de Planck; 10-10 segundos después de la Gran Explosión el Universo visible era del tamaño del Aleph de Borges; y un segundo después, había alcanzado un radio de 300 000 kilómetros.
Según indican todas las observaciones astronómicas que se han efectuado hasta ahora, la distribución promedio de la materia es homogénea en todo nuestro Universo visible. Esta homogeneidad ha sido, en sí, todo un enigma. Si consideramos dos regiones del Universo cercanas a nuestro horizonte, pero en direcciones diametralmente opuestas, encontramos que sus densidades son las mismas, a pesar de que el tiempo que tardarían en influenciarse físicamente es mayor que la edad del Universo (no olvidemos que ninguna señal, interacción o cuerpo material puede viajar más rápido que la luz). ¿Cómo regiones tan alejadas pudieron "ponerse de acuerdo" para adquirir la misma densidad? De nada sirve invocar el hecho de que inicialmente la materia del Universo estaba muy concentrada, pues al tiempo de Planck el radio del "Universo visible" era igual a la longitud de Planck, y no podía haber influencia entre regiones más alejadas entre sí que esa distancia; regiones muy lejanas del Universo que ahora vemos en direcciones opuestas tampoco tuvieron tiempo de influenciarse en épocas muy remotas, a pesar de estar más cerca entre sí. Como vimos en el capítulo anterior, la teoría del Universo inflacionario ofrece una solución al problema de la homogeneidad.
Por último, señalemos que nada nos garantiza que en un futuro muy remoto, cuando
el horizonte cósmico se haya ensanchado algunos miles de millones de años luz
más, no se revele una nueva estructura cósmica, que no corresponda a los modelos
de Friedmann. Pero dejemos ese problema a nuestros sucesores en el Universo.
