Historia Del Tiempo

etapa muy caliente del universo. Desgraciadamente, sus energías serían

actualmente demasiado bajas para que los pudiésemos observar directamente. No

obstante, si los neutrinos no carecen de masa, sino que tienen una masa propia

pequeña, como en 1981 sugirió un experimento ruso no confirmado, podríamos ser

capaces de detectarlos indirectamente: los neutrinos podrían ser una forma de

«materia oscura», como la mencionada anteriormente, con suficiente atracción

gravitatoria como para detener la expansión del universo y provocar que se

colapsase de nuevo.

Alrededor de cien segundos después del big bang, la temperatura habría

descendido a mil millones de grados, que es la temperatura en el interior de las

estrellas más calientes. A esta temperatura protones y neutrones no tendrían ya

energía suficiente para vencer la atracción de la interacción nuclear fuerte, y habrían

comenzado a combinarse juntos para producir los núcleos de átomos de deuterio

(hidrógeno pesado), que contienen un protón y un neutrón. Los núcleos de deuterio

se habrían combinado entonces con más protones y neutrones para formar núcleos

de helio, que contienen dos protones y dos neutrones, y también pequeñas

cantidades de un par de elementos más pesados, litio y berilio. Puede calcularse

que en el modelo de big bang caliente, alrededor de una cuarta parte de los protones

y los neutrones se habría convertido en núcleos de helio, junto con una pequeña

cantidad de hidrógeno pesado y de otros elementos. Los restantes neutrones se

habrían desintegrado en protones, que son los núcleos de los átomos de hidrógeno

ordinarios.

Esta imagen de una etapa temprana caliente del universo la propuso por primera vez

el científico George Gamow en un famoso artículo escrito en 1948 con un alumno

suyo, Ralph Alpher. Gamow tenía bastante sentido del humor; persuadió al científico

nuclear Hans Bethe para que añadiese su nombre al artículo y así hacer que la lista

de autores fuese «Alpher, Bethe, Gamow», como las tres primeras letras del alfabeto

griego: alfa, beta, gamma. ¡Particularmente apropiado para un artículo sobre el

principio del universo! En ese artículo, hicieron la notable predicción de que la

radiación (en forma de fotones) procedente de las etapas tempranas muy calientes

del universo debe permanecer todavía hoy, pero con su temperatura reducida a sólo

unos pocos grados por encima del cero absoluto (-273 OC). Fue esta radiación la

que Penzias y Wilson encontraron en 1965. En la época en que Alpher, Bethe y

Gamow escribieron su artículo, no se sabía mucho acerca de las reacciones

nucleares de protones y neutrones. Las predicciones hechas sobre las proporciones

de los distintos elementos en el universo primitivo eran, por tanto, bastante inexactas,

pero esos cálculos han sido repetidos a la luz de un conocimiento mejor de las

reacciones nucleares, y ahora coinciden muy bien con lo que observamos. Resulta,

además, muy difícil explicar de cualquier otra manera por qué hay tanto helio en el

Historia del Tiempo: Del Big Bang a los Agujeros Negros Stephen Hawking

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universo. Estamos, por consiguiente, bastante seguros de que tenemos la imagen

correcta, al menos a partir de aproximadamente un segundo después del big bang.

Tan sólo unas horas después del big bang la producción de helio y de otros

elementos se habría detenido. Después, durante el siguiente millón de años, más o

menos, el universo habría continuado expandiéndose, sin que ocurriese mucho más.

Finalmente, una vez que la temperatura hubiese descendido a unos pocos miles de

grados y los electrones y los núcleos no tuviesen ya suficiente energía para vencer la

atracción electromagnética entre ellos, éstos habrían comenzado a combinarse para

formar átomos. El universo en conjunto habría seguido expandiéndose y

enfriándose, pero en regiones que fuesen ligeramente más densas que la media la

expansión habría sido retardada por la atracción gravitatoria extra. Ésta habría

detenido finalmente la expansión en algunas regiones, y habría provocado que

comenzasen a colapsar de nuevo. Conforme se estuviesen colapsando, el tirón

gravitatorio debido a la materia fuera de estas regiones podría empezar a hacerlas

girar ligeramente. A medida que la región colapsante se hiciese más pequeña,

daría vueltas sobre sí misma cada vez más deprisa, exactamente de la misma forma

que los patinadores dando vueltas sobre el hielo giran más deprisa cuando encogen

sus brazos. Finalmente, cuando la región se hiciera suficientemente pequeña,

estaría girando lo suficientemente deprisa como para compensar la atracción de la

gravedad, y de este modo habrían nacido las galaxias giratorias en forma de disco.

Otras regiones, que por algún azar no hubieran adquirido rotación, se convertirían en

objetos ovalados llamados galaxias elípticas. En éstas, la región dejaría de

colapsarse porque partes individuales de la galaxia estarían girando de forma

estable alrededor de su centro, aunque la galaxia en su conjunto no tendría rotación.

A medida que el tiempo transcurriese, el gas de hidrógeno y helio de las galaxias se

disgregaría en nubes más pequeñas que comenzarían a colapsarse debido a su

propia gravedad. Conforme se contrajesen y los átomos dentro de ellas colisionasen

unos con otros, la temperatura del gas aumentaría, hasta que finalmente estuviese lo

suficientemente caliente como para iniciar reacciones de fusión nuclear. Estas

reacciones convertirían el

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