VII. LOS INSTANTES INICIALES
DESPU�S de la inflaci�n —si realmente ocurri�—, prosigui�
la expansi�n c�smica, de acuerdo con la teor�a de la Gran Explosi�n. Debido
a sus alt�simas temperaturas, el Universo debi� ser inicialmente una "sopa de
cuarks" y anticuarks, electrones, positrones, neutrinos, antineutrinos, etc.,
que se creaban y aniquilaban continuamente. Un millon�simo de segundo despu�s
de la Gran Explosi�n, la temperatura del Universo hab�a bajado unos 1013
grados Kelvin, se cree que a esas temperaturas los cuarks y anticuarks pueden
combinarse para formar las part�culas elementales como el prot�n, el neutr�n
y muchas m�s, incluyendo sus antipart�culas. Vamos a seguir la evoluci�n del
Universo a partir de ese momento.
Despu�s de un millon�simo de segundo, a una temperatura inferior a 1013 grados Kelvin, los protones y neutrones ya no pudieron coexistir con sus respectivas antipart�culas y se aniquilaron mutuamente, transformando toda su masa en energ�a en forma de fotones. Afortunadamente, exist�a un liger�simo exceso de materia sobre antimateria que sobrevivi� por no tener una contraparte con la cual aniquilarse (en el cap�tulo anterior, se�alamos un posible origen de este exceso): la materia actual es el residuo de lo que qued� en aquella �poca. Se ha calculado que por cada gramo que sobrevivi� tuvieron que aniquilarse del orden de mil toneladas de materia y antimateria; la cantidad de energ�a liberada por tal proceso rebasa todo lo concebible.
Un segundo despu�s de la Gran Explosi�n, 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 s� —incluyendo los elusivos neutrinos, ya que sus energ�as y la densidad de la materia eran lo suficientemente altas para no dejarlos libres.
Los neutrones que no se encuentran formando parte de un n�cleo at�mico no son part�culas estables. Un neutr�n aislado decae espont�neamente en un prot�n, un electr�n y un antineutrino. La masa de un neutr�n es ligeramente superior a la de un prot�n m�s la de un electr�n, por lo que, al decaer, esa diferencia de masa se transforma en energ�a del electr�n y del antineutrino producidos. Por el contrario, un prot�n no decae espont�neamente: s�lo puede transformarse en un neutr�n si choca con un electr�n o un antineutrino cuyas energ�as sean suficientes como para compensar la diferencia de masa.
A temperaturas de 1010 grados Kelvin, las part�culas elementales en el Universo ten�an suficiente energ�a para permitir que los protones y neutrones se transformaran continuamente unos en otros. Pero, al ir bajando la temperatura, disminuy� la abundancia de neutrones, ya que era cada vez m�s dif�cil que se produjeran para reponer los que se transformaban en protones.
Sigui� bajando la temperatura: a 5 000 millones de grados Kelvin, todos los positrones se aniquilaron con los electrones quedando s�lo el excedente de estos �ltimos; el resultado final fue un n�mero igual de protones y electrones (la carga el�ctrica neta del Universo es cero). Por esa misma �poca, los neutrinos y antineutrinos empezaron a dejar de interactuar con el resto de la materia.
Despu�s de tres minutos de iniciada la expansi�n c�smica, la temperatura hab�a bajado a 1 000 millones de grados Kelvin. A partir de ese momento, la especulaci�n va a ceder el lugar a los hechos comprobables. Hemos se�alado 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 prot�n y un neutr�n, se pueden unir para formar un n�cleo de deuterio (hidr�geno pesado). A su vez, los n�cleos de deuterio chocan entre s� y llegan a formar, a trav�s de varias reacciones nucleares, n�cleos de helio y elementos m�s pesados (Figura 37). Lo interesante de este proceso es que ocurre a una temperatura cr�tica de unos 1 000 millones de grados Kelvin. A temperaturas superiores, los protones y neutrones tienen demasiada energ�a y destruyen, al chocar, los n�cleos de deuterio que se hayan podido formar. A temperaturas menores, los n�cleos de deuterio —que tienen carga el�ctrica positiva— no poseen suficiente energ�a para vencer su repulsi�n el�ctrica, por lo que les es imposible unirse y formar n�cleos m�s pesados.
Figura 37. Producci�n de un n�cleo de helio a partir de protones y electrones.
A temperaturas inferiores a los 1 000 millones de grados Kelvin, los n�cleos at�micos que lograron formarse no podr�n volverse a destruir, por lo que fijar�n la composici�n qu�mica posterior del Universo. Todos los c�lculos te�ricos indican que, despu�s de tres minutos, la masa del Universo qued� compuesta aproximadamente por 75% de hidr�geno, 25% de helio y apenas una traza de otros elementos. �sta es la composici�n qu�mica que ten�a el Universo en una �poca remota, antes de que nacieran las estrellas (veremos m�s adelante que la mayor�a 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 astron�micas y el resultado concuerda extraordinariamente bien con la predicci�n te�rica; �sta es una de las pruebas m�s fuertes en favor de la teor�a de la Gran Explosi�n.
Despu�s de tres minutos, y durante los siguientes cien mil a�os, no sucedi� nada particular. El Universo sigui� expandi�ndose y enfri�ndose continuamente. La materia consist�a principalmente de n�cleos de hidr�geno y helio, de electrones libres y de fotones (adem�s de los neutrinos y antineutrinos que ya no interactuaban con el resto de la materia): en resumen, un gas ionizado. Como explicamos en el cap�tulo 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 baj� a unos 4 000 grados Kelvin, la situaci�n cambi� dr�sticamente. Los electrones, que hasta entonces andaban libres, pudieron, por primera vez, combinarse con los n�cleos at�micos y formar los primeros �tomos: �sa fue la �poca de la recombinaci�n. La materia en el Universo dej� de ser un gas ionizado; al no quedar electrones libres, los fotones dejaron de interactuar con la materia y siguieron su evoluci�n por separado. A partir de ese momento, el Universo se volvi� transparente.
En nuestra �poca, unos 15 000 millones de a�os despu�s de la Gran Explosi�n, el Universo se ha enfriado considerablemente, pero los fotones que fueron liberados en la �poca de la recombinaci�n deben estar presentes todav�a, llenando todo el espacio c�smico. 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 est� en expansi�n y que, por lo tanto, la materia que emiti� los fotones c�smicos se est� 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 teor�a predice que deben de observarse, en nuestra �poca, en forma de ondas de radio. �sta es la forma de radiaci�n que emite un cuerpo a unos cuantos grados sobre el cero absoluto, que corresponder�a, en consecuencia, a la temperatura actual del Universo.
En 1965, los radioastr�nomos estadunidenses Penzias y Wilson descubrieron una d�bil se�al de radio que proven�a uniformemente de todas las regiones del firmamento, sin variar ni con la direcci�n, 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 se�al segu�a ah�. Finalmente, se convencieron de que ten�a un origen c�smico: eran los fotones "f�siles" que quedaron de la �poca de la recombinaci�n. M�s a�n, determinaron que la temperatura actual del Universo (derivada de la energ�a de esos fotones "f�siles") es de unos tres grados sobre el cero absoluto. El descubrimiento de esta radiaci�n de fondo es otra de las pruebas m�s importantes en favor de la teor�a de la Gran Explosi�n.
Figura 38. El radiotelescopio especialmente dise�ado por Penzias y Wilson
con el que descubrieron la radiaci�n de 3�K.
Regresemos por un momento al problema de la extensi�n del Universo y reexamin�moslo a la luz de la cosmolog�a moderna. �Es el Universo finito o infinito? Hemos visto que los modelos de Friedmann admiten dos posibilidades: un universo cerrado sobre s� 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 est� acorde con la concepci�n original de Einstein de un universo limitado pero sin fronteras).
En principio, el Universo es abierto o cerrado seg�n si su densidad de masa en el momento actual excede o no cierto valor cr�tico que, seg�n los modelos de Friedmann, est� dado por la f�rmula
donde H es la constante de Hubble y G la constante gravitacional. Este valor resulta ser de unos 2 x 10-29 gramos por cent�metro c�bico, o algo as� como diez �tomos de hidr�geno por metro c�bico. Desgraciadamente, a�n no se ha podido determinar con suficiente precisi�n la densidad real del Universo para compararla con la cr�tica. (Unos cuantos �tomos por metro c�bico 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 vac�o c�smico; la densidad a la que nos referimos es un promedio universal.) Los astr�nomos han estimado que si la masa en el Universo es principalmente la de las estrellas que brillan, entonces la densidad del Universo no llegar�a a una cent�sima de la cr�tica, 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 c�mulos gal�cticos no podr�an mantenerse unidas por su mutua atracci�n gravitacional, a menos de que sus masas fueran sensiblemente superiores a la visible. El problema de la "masa faltante" a�n no se ha podido resolver satisfactoriamente. Esta masa podr�a encontrarse en forma de estrellas enanas casi sin brillo, de nubes opacas, de "halos" gal�cticos, de gas intergal�ctico, de polvo, de pedruscos, de hoyos negros o hasta de part�culas elementales ex�ticas, que interact�an s�lo gravitacional o d�bilmente con la materia com�n y que, por lo tanto, no pueden descubrirse directamente.
Existe una manera indirecta de determinar la densidad del Universo. Seg�n los c�lculos de los cosm�logos, las abundancias de los elementos qu�micos que se produjeron a los tres minutos dependen de la velocidad de expansi�n del Universo, y �sta, a su vez, depende de su densidad. Se ha demostrado que la abundancia del helio primordial debe de variar entre 25 y 30%, seg�n la densidad del Universo —en otras palabras, seg�n 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 m�s dif�cil detectarlo. No es un problema simple estimar, a partir de observaciones astron�micas, cu�l fue la composici�n primordial de la materia, porque las estrellas han estado "contaminando" el medio interestelar, como veremos en el cap�tulo siguiente. Pero aun aproximadas, las determinaciones m�s 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 cr�tica. Recordemos que, seg�n la teor�a inflacionaria, la densidad real deber�a ser justamente la cr�tica.
Hace algunos a�os, un grupo de f�sicos sovi�ticos anunci� un descubrimiento que caus� mucho revuelo: el neutrino parec�a tener, en contra de lo que se cre�a, una peque�a masa. A�n no hay unanimidad entre los f�sicos sobre este hallazgo y todav�a no se ha podido confirmar por medio de experimentos independientes; pero si la masa del neutrino no es exactamente cero, se tendr�an repercusiones muy interesantes para la cosmolog�a. En primer lugar, la mayor parte de la masa c�smica podr�a encontrarse en forma de neutrinos �y hasta ser suficiente para cerrar el Universo! Tambi�n podr�a ser que la "masa faltante" de los c�mulos de galaxias est� constituida por neutrinos atrapados por la atracci�n gravitacional de �stas. Y quiz�s estamos nadando en un mar de neutrinos sin sospecharlo. En un futuro cercano sabremos con certeza si el destino del Universo est� regido por estas part�culas fantasmas.
Si el Universo fuera abierto, su volumen ser�a infinito y, por lo tanto, tambi�n su masa ser�a infinita. Sin embargo, debemos distinguir entre el Universo como un todo y la parte de �l que es accesible a nuestras observaciones. Si el Universo naci� hace quince mil millones de a�os, no podemos ver objetos que se encuentren m�s lejanos que la distancia de quince mil millones de a�os luz, pues la luz emitida por ellos necesitar�a un tiempo superior a la edad del Universo para llegar a nosotros. As�, nuestro Universo visible llega hasta un horizonte que se encuentra a unos quince mil millones de a�os luz. Evidentemente, el volumen y la masa del Universo visible son finitos. Mientras m�s lejos vemos en el Universo, vemos m�s atr�s en el tiempo. Objetos que se encuentran a mil a�os luz, por ejemplo, se ven como eran hace mil a�os; del mismo modo, si pudi�ramos ver el horizonte del Universo, estar�amos observando el momento mismo de la Creaci�n. Y si no es posible ver nada detr�s del horizonte, es porque m�s all� de �l a�n no hab�a 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 sucedi� antes del momento de la recombinaci�n (Figura 39).
Figura 39. La parte del Universo accesible a nuestras observaciones se encuentra
dentro del horizonte c�smico, que corresponde justamente al lugar y momento
de la Gran Explosi�n. El Universo no era transparente en un principio, as� que
no podemos ver directamente lo que sucedi� durante los primeros cientos de miles
de a�os del Universo. Al volverse transparente, los fotones emitidos por la
materia incandescente se liberaron s�bitamente y ahora los observamos como la
radiaci�n de fondo.
El horizonte, del Universo se ensancha un a�o luz cada a�o y, al pasar el tiempo, vemos objetos cada vez m�s lejanos. Del mismo modo, el horizonte era m�s 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 despu�s de la Gran Explosi�n el Universo visible era del tama�o del Aleph de Borges; y un segundo despu�s, hab�a alcanzado un radio de 300 000 kil�metros.
Seg�n indican todas las observaciones astron�micas que se han efectuado hasta ahora, la distribuci�n promedio de la materia es homog�nea en todo nuestro Universo visible. Esta homogeneidad ha sido, en s�, 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 tardar�an en influenciarse f�sicamente es mayor que la edad del Universo (no olvidemos que ninguna se�al, interacci�n o cuerpo material puede viajar m�s r�pido que la luz). �C�mo 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 pod�a haber influencia entre regiones m�s alejadas entre s� que esa distancia; regiones muy lejanas del Universo que ahora vemos en direcciones opuestas tampoco tuvieron tiempo de influenciarse en �pocas muy remotas, a pesar de estar m�s cerca entre s�. Como vimos en el cap�tulo anterior, la teor�a del Universo inflacionario ofrece una soluci�n al problema de la homogeneidad.
Por �ltimo, se�alemos que nada nos garantiza que en un futuro muy remoto, cuando
el horizonte c�smico se haya ensanchado algunos miles de millones de a�os luz
m�s, no se revele una nueva estructura c�smica, que no corresponda a los modelos
de Friedmann. Pero dejemos ese problema a nuestros sucesores en el Universo.
