VIII. CONSECUENCIAS DE LA INFLACI�N

LA SOPA DE CUARKS

DESPU�S de la inflaci�n ya no hab�a part�culas X en libertad, pues �stas se hab�an transfomado en leptones y cuarks. El Universo era una sopa homog�nea de cuarks, gluones, leptones, part�culas W y Z, y fotones, todos chocando entre si a enormes velocidades transform�ndose continuamente unas en otras. En esas �pocas remotas, cuando la temperatura todav�a estaba por arriba de unos 10¹⁶ grados Kelvin, las interacciones electromagn�ticas y d�biles a�n no se separaban. Pero a 10^-15 grados Kelvin el campo de Higgs asociado a las part�culas W y Z transmiti� su energ�a y estas part�culas adquirieron masa. En ese momento, las interacciones electro-magn�ticas se separaron para siempre de las d�biles. Eso ocurri� a los 10^-12 segundos y correspondi� tambi�n a un cambio de fase tal como en la inflaci�n. Pero la liberaci�n de energ�a fue much�simo menos espectacular y no tuvo una influencia tan dr�stica en la evoluci�n del Universo.

Despu�s de unos 10^-8 segundos la temperatura del Universo hab�a bajado a 10¹³ grados y los cuarks se unieron entre s� para formar los primeros bariones y antibariones, que eran principalmente protones, neutrones y sus antipart�culas. En esa �poca el Universo era una sopa de part�culas elementales, principalmente fotones, as� como protones, electrones muones, tauones, neutrinos y sus respectivas antipart�culas.

A medida que descend�a la temperatura la antimateria iba desapareciendo. Al formarse los protones y neutrones la temperatura hab�a bajado lo suficiente para que estas part�culas se aniquilaran con sus correspondientes antipart�culas (como vimos en el cap�tulo I, los protones y los antiprotones pueden coexistir a temperaturas superiores a los 10¹³ grados Kelvin, cre�ndose y aniquil�ndose continuamente con los fotones). As�, en alg�n momento que podemos situar en unas 100 millon�simas de segundo despu�s de la Gran Explosi�n, todos los antiprotones se aniquilaron con los protones que encontraron, produciendo una enorme cantidad de luz —o fotones. Afortunadamente hab�a un liger�simo exceso de protones sobre antiprotones, como consecuencia probable de la asimetr�a CP que propici� la creaci�n de m�s cuarks que anticuarks. Tambi�n se aniquilaron los tauones con sus antitauonues, y poco despu�s les toc� su turno a los muones y antimuones. Un d�cimo de segundo despu�s de la Gran Explosi�n quedaron como constituyentes principales del Universo: protones, neutrones, electrones y positrones, neutrinos y antineutrinos (de las tres especies), y fotones.

Un segundo despu�s de la Gran Explosi�n, la temperatura hab�a bajado a unos 5 000 000 000 de grados Kelvin. Por debajo de esa temperatura tampoco es posible que coexistan positrones con electrones. As�, cuando la edad del Universo era de un segundo, todos los positrones se aniquilaron con los electrones produciendo m�s luz. Despu�s ya no hubo antimateria. Pero si qued� un peque�o excedente de materia, gracias a la ligera asimetr�a entre materia y antimateria, que mencionamos m�s arriba. Todo lo que vemos en el Universo en la actualidad incluyendo nosotros mismos, est� hecho de ese excedente. Se calcula que por cada part�cula de materia que sobrevivi� hasta ahora se tuvieron que aniquilar unos 100 000 000 de part�culas y antipart�culas. Eso sucedi� antes de un segundo de existencia. Despu�s, los constituyentes principales del Universo fueron: protones, neutrones, electrones, neutrinos, antineutrinos y fotones.

FORMACI�N DEL HELIO PRIMORDIAL

Los protones pueden transformarse en neutrones con la intermediaci�n de los neutrinos (la reacci�n m�s com�n es prot�n + antineutrino ® neutr�n + positr�n). Gracias a la abundancia de neutrinos y antineutrinos en esas �pocas remotas del Universo los protones se transformaban en neutrones, los cuales se volv�an a transformar en protones despu�s de cierto tiempo.

Por otra parte, los protones y neutrones chocaban entre s� y, ocasionalmente pod�an quedar "pegadas", para as� formar un n�cleo de deuterio, tambi�n conocido como hidr�geno pesado. El n�cleo de deuterio que consta de un prot�n y un neutr�n puede a su vez, chocar con otros protones y neutrones y formar despu�s de varias reacciones nucleares, n�cleos de helio. Lo crucial de este proceso es que ocurre a una temperatura de unos 100 000 000 grados Kelvin. Por arriba de esa temperatura los protones y neutrones tienen demasiada energ�a y destruyen, al chocar, los n�cleos de deuterio y helio que hayan podido formarse. 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 le es imposible unirse y formar n�cleos m�s pesados.

Y a los tres minutos de existencia del Universo, la temperatura era justamente de 100 000 000 grados Kelvin.

Los n�cleos at�micos que lograron formarse a los tres minutos de existencia del Universo no volvieron a destruirse y fijaron, por lo tanto, la composici�n qu�mica posterior del Universo qued� compuesta de aproximadamente de 75 % de hidr�geno, 25 % de helio y apenas una traza de otros elementos. Esa era la composici�n qu�mica del Universo en aquellas �pocas remotas, much�simo antes de que nacieran las primeras estrellas. Los otros elementos qu�micos fueron fabricados en el interior de las estrellas y diseminados posteriormente por el espacio c�smico.

La abundancia del helio primordial se ha calculado a partir de observaciones astron�micas y el resultado concuerda muy bien con las predicciones te�ricas: �sta es una de las pruebas m�s s�lidas a favor de la Teor�a de la Gran Explosi�n.

FORMACI�N DE �TOMOS Y LA RADIACI�N DE FONDO

Tres minutos despu�s la Gran Explosi�n del Universo conten�a principalmente n�cleos de hidr�geno (sencillos protones ), n�cleos de helio, electrones, neutrinos, antineutrinos y fotones. Los neutrinos y antineutrinos dejaron por esas �pocas de interactuar con las dem�s part�culas, pues ya no pose�an suficiente energ�a. Las otras part�culas formaban lo que se llama gas ionizado (v�ase el cap�tulo1), un gas en el que los electrones andan sueltos y no est�n amarrados a los n�cleos at�micos. Como ya explicamos anteriormente esa �poca del Universo corresponde al fuego primordial.

Esa era la condici�n f�sica del Universo tres minutos despu�s de la Gran Explosi�n, y as� sigui� durante varios cientos de miles de a�os m�s sin que volviera a suceder algo excepcional, salvo que la temperatura bajaba progresivamente a medida que el Universo prosegu�a con su expansi�n.

Unos 500 000 a�os despu�s de la Gran Explosi�n algo decisivo volvi� a ocurrir. La temperatura hab�a bajado a unos 5 000 grados Kelvin y fue entonces cuando los electrones, que andaban libres, pudieron combinarse por primera vez con los n�cleos at�micos y formar los primeros �tomos en la historia del Universo. La materia dej� de ser un gas ionizado, y como no quedaban electrones libres, los fotones dejaron de interactuar con la materia. A partir de ese momento el fuego primordial se apag� y el Universo se volvi� transparente. La luz se desacopl� de la materia y sigui� su evoluci�n por separado.

Ahora, unos 15 000 000 000 de a�os despu�s de la Gran Explosi�n los fotones que quedaron libres luego de la formaci�n de los primeros �tomos deben estar presentes todav�a, llenando todo el espacio c�smico. Esos fotones fueron emitidos por la materia a una temperatura de 5 000° K. Un gas a esa temperatura irradia principalmente luz visible e infrarroja. Pero, como el Universo est� en expansi�n, esa luz sufri� un corrimiento Doppler y ha perdido una buena parte de su energ�a antes de llegar a nosotros. Esa luz se observa hoy en d�a ya no como luz visible sino como ondas de radio: es la radiaci�n de fondo.

FORMACI�N DE GALAXIAS

A pesar de los descubrimientos tan importantes de los �ltimos a�os y los avances te�ricos en cosmolog�a y astrof�sica uno de los problemas m�s fundamentales que no se ha resuelto es el de la formaci�n de las galaxias.

La teor�a m�s aceptada en la actualidad es que, las galaxias se formaron por la contracci�n gravitacional de regiones del Universo que estaban m�s densas que el promedio. Para entender esta idea imaginemos al Universo en alg�n momento temprano de su historia. La materia estaba distribuida de manera homog�nea, aunque algunas regiones pudieron estar ligeramente m�s densas que el promedio, y otras ligeramente menos densas. Las regiones m�s densas ser�an como grumos en el Universo primordial estos grumos por tener m�s masa, se contraen debido a su propia fuerza gravitacional. Una vez que esta contracci�n empieza no hay modo de que se detenga, y se formar�, finalmente, una gran condensaci�n de materia �es decir una galaxia! Esta es, a grandes rasgos, la hip�tesis m�s aceptada de la formaci�n de galaxia sin embargo hay dos problemas fundamentales: �cu�ndo empezaron a formarse estos grumos?, y �qu� tan r�pido se contrae la materia por su fuerza gravitacional?

El proceso de la formaci�n de galaxias tiene similitudes con la formaci�n de estrellas. Se piensa que las estrellas se forman a partir de gigantescas nubes de gas que se encuentran en las galaxias. El gas se encuentra relativamente caliente y ejerce, por lo tanto, una presi�n que tiende a dilatarlo; por otra parte, la propia atracci�n gravitacional del gas tiende a contraerlo. Si la distribuci�n del gas fuera perfectamente homog�nea, la presi�n y la gravedad mantendr�an el equilibrio por tiempo indefinido. Pero, una parte de la nube puede ser ligeramente m�s densa que otra y romper, as�, el delicado equilibrio entre presi�n y gravedad. Esto sucede si la masa de un pedazo de nube se excede de cierto valor cr�tico, de tal modo que la fuerza gravitacional domina definitivamente y el pedazo empieza a contraerse. Y no importa que tan peque�a haya sido la perturbaci�n inicial de la densidad pues la contracci�n proceder� inevitablemente.

En principio, un proceso similar pudo coincidir a la formaci�n de una galaxia. La mayor�a de los astrof�sicos piensan que las galaxias se formaron porque la materia c�smica, en los primeros instantes del Universo, no era perfectamente homog�nea sino que hab�a grumos de materia. Estos grumos empezaron a contraerse por su propia gravedad y dieron lugar a condensaciones gaseosas, a partir de las cuales se formaron posteriormente las estrellas.

Sin embargo, la expansi�n del Universo retarda seriamente la contracci�n gravitacional. Los c�lculos indican que si una in homogeneidad se form� un segundo despu�s de la Gran Explosi�n, en la actualidad no se habr�a transformado todav�a en algo parecido a una galaxia. Si uno quiere explicar la formaci�n de las galaxias con el mecanismo descrito tiene que fijar el inicio de la contracci�n a �pocas mucho m�s remotas.

Aqu� es donde surge una vez m�s el problema del horizonte. Imaginemos una cierta regi�n del espacio que, al contraerse, dio origen a nuestra galaxia. Esa regi�n en la actualidad podr�a ser, digamos, l00 veces m�s grande que nuestra galaxia. Ahora vayamos hacia atr�s en el tiempo: en alg�n momento en el pasado, de acuerdo con la figura 13, la regi�n que se colaps� era tan grande como el horizonte de esa �poca. Y si uno se va a�n m�s atr�s en el tiempo resulta que la materia que posteriormente form� nuestra galaxia estaba distribuida en una regi�n much�simo m�s grande que el horizonte. Por lo tanto, no pudo haber interacci�n entre sus partes para iniciar la contracci�n gravitacional.

Este era un problema b�sico de la cosmolog�a hasta que apareci� la idea de la inflaci�n. Si analizamos la figura 14 vemos que el problema desaparece, ya que tenemos la situaci�n descrita m�s detalladamente en la figura 15. Podemos tener un grumo inicial en el Universo antes de la inflaci�n, quiz�s justo en el tiempo de Planck. Ese grumo está contenido dentro de su horizonte en esa �poca. Despu�s sobreviene la inflaci�n. El horizonte permanece constante. El grumo deja de contraerse y se expande de manera violenta con todo el resto de la materia en el Universo; a partir de alg�n momento es m�s grande que el horizonte. Cuando termina la inflaci�n el grumo sigue expandi�ndose con el Universo, pero ahora tambi�n el horizonte crece y lo alcanza. A partir de ese momento el grumo está de nuevo dentro del horizonte y reanuda su contracci�n por su propia fuerza gravitacional para transformarse finalmente en algo parecido a una galaxia.

 

 

Figura 15. Esquema de la formaci�n de una galaxia a partir de una fluctuaci�n cu�ntica.

En principio es perfectamente posible que las galaxias, o m�s bien las peque�as fluctuaciones de densidad que despu�s dieron origen a ellas, aparecieran durante el tiempo de Planck. En esa �poca tan remota el mismo espacio-tiempo estaba en plena turbulencia y, tal como un gas turbulento en el que algunas regiones son m�s densas que otras, hab�a fluctuaciones cu�nticas del vac�o que pudieron ser la semilla de las galaxias. ¡Una fluctuaci�n cu�ntica que origina algo tan grande como una galaxia!

Este es, a grandes rasgos, el escenario para la formaci�n de galaxias de acuerdo con el modelo de la inflaci�n. Lo interesante es que lleva a predicciones te�ricas muy concretas. En el escenario de la inflaci�n los c�lculos predicen correctamente las propiedades estad�sticas de las fluctuaciones tal como debieron ser para reproducir las condiciones actuales (por estad�stica nos estamos refiriendo a cu�ntos grumos se formaron con un tama�o dado). En lo que falla el modelo es en el tama�o de las fluctuaciones propuestas. Todos los c�lculos indican que las fluctuaciones habr�an sido tan intensas que, en lugar de formar galaxias, formar�an condensaciones much�simo m�s densas, como hoyos negros. La �nica manera de evitar tal cat�strofe ser�a ajustar de manera extremadamente fina y ad hoc los par�metros del campo que debi� existir antes de la inflaci�n. �sta es probablemente la principal falla del modelo inflacionario; los partidarios de este modelo piensan que con el tiempo se podr� corregir este defecto con un modelo m�s apropiado, lo cual todav�a est� por verse...

Otra posibilidad, a�n sin explorar; es que efectivamente se hayan formado hoyos negros en un principio y que luego estos hayan propiciado la formaci�n de galaxias a su alrededor debido a la fuerza gravitacional que ejerc�an sobre la materia en sus entornos. Despu�s de todo, hay evidencias de que hoyos negros gigantescos se encuentran en los n�cleos de muchas galaxias.²⁵

Independientemente de todo lo anterior la hip�tesis de que las galaxias se hayan formado por la contracci�n gravitacional de la materia c�smica se enfrenta a un problema muy serio. La radiaci�n de fondo, que fue emitida cuando se apag� el fuego primordial, es extremadamente homog�nea y s�lo muestra irregularidades espaciales del orden de una parte en 10 000. Si tales irregularidades corresponden a los grumos que dieron origen a las galaxias, los c�lculos indican que definitivamente no tuvieron tiempo suficiente para contraerse. La �nica salida consiste en proponer que existe masa invisible en forma de part�culas fantasmas, tal como explicamos en el cap�tulo anterior. Las galaxias, entonces, empezar�an a formarse por la contracci�n gravitacional de grumos de materia fantasma, que s�lo interact�a gravitacionalmente. Estos grumos podr�an estar bastante condensados cuando se liber� la radiaci�n de fondo, pero no tuvieron absolutamente ninguna influencia en ella porque no interact�an con la luz. Posteriormente esas grande condensaciones invisibles e impalpables atraer�an la materia com�n con la que se formar�an las galaxias con sus estrellas.

Este es, de modo general, un posible mecanismo para la formaci�n de galaxias. Los c�lculos de los cosm�logos muestran que el proceso funciona razonablemente bien si las part�culas fantasmas tienen masas del orden de la masa del prot�n.

A pesar de algunas fallas serias y de que no explica todo lo que uno quisiera que se explicara, el modelo del Universo inflacionario es lo suficientemente interesante y complejo para confiar en que con alg�n ingrediente desconocido hasta ahora, se llegue a un escenario m�s plausible para la Gran Explosi�n, la creaci�n de la materia y la estructura del Universo tal como las observamos en la actualidad.