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Hoy no parece necesario incluir la radiación antirradiante en la descripción dinámica del universo. Pero como éste fue mucho más compacto en el pasado, la materia debe haber estado muy condensada y caliente. Al comprimirse la materia, un gas por ejemplo, ésta se calienta. Si no hay escape de energía, a más compresión más calor generado. En el universo no hay escape de energía (¿hacia dónde sería?) luego podemos pensar que las temperaturas podrían haber alcanzado millones de grados o más.
Las ecuaciones de Einstein ligan la evolución de la curvatura del espaciotiempo a su densidad de materia. En realidad, ello corresponde a la cantidad de materia y energía, ya que ambas son equivalentes (E=mc²) en cuanto a sus efectos gravitacionales. Sin embargo, las densidades de átomos y de energía radiante evolucionan de distinta manera en el universo en expansión. Para describir la evolución del universo en sus primeros momentos, es necesario detallar sus constituyentes materiales y la forma como ellas interactúan entre sí y con la geometría. Hay que dar contenido a la simple descripción geométrica de líneas de universo ya hecha. En cierto modo se ingresa a una de las áreas más interesantes en cosmología.
En varias oportunidades hemos venido señalando que el pasado remoto del universo se caracterizaba por sus altísimas temperaturas y densidades. Al expandirse, bajan ambas. Como hay homogeneidad, se conservan el contenido material y de radiación de cualquier volumen durante la expansión. Todo el universo sufre transformaciones a medida que transcurre el tiempo: se hace más tenue y cambia de composición, como ya hemos descrito anteriormente, a medida que se expande y enfría. El universo nació como una «ardiente bola» en rapidísima expansión. Esta evolución de densidad, composición y temperatura de la materia y radiación tiene consecuencias observacionales, que han sido cruciales para poder estudiar su estructura pasada y presente. Una de ellas, que ya hemos estado discutiendo en este capítulo, es la detección de una radiación de origen primordial.
Las mediciones de Penzias y Wilson nos han mostrado la existencia de la radiación cósmica de fondo. El satélite COBE ha medido con precisión las propiedades de esta radiación que nos da la temperatura del universo hoy: 2,736° K. Para explicar la existencia de esta radiación y sus propiedades, hay que suponer que el universo alcanzó en el pasado una temperatura superior a tres mil grados. La radiación fue emitida en una época en que las galaxias y las estrellas aún no existían. En ese momento, los electrones y los protones del plasma cósmico se combinaron para formar los primeros átomos de hidrógeno. Esta época se sitúa alrededor de quince mil millones de años antes del momento actual.
En el gráfico hemos registrado nuestros ejercicios computacionales. Hemos dibujado en él la evolución de la temperatura T de la radiación fósil así como la distancia media R entre dos partículas cualesquiera del espacio. Estas partículas estaban entonces mil veces más cercanas que hoy, y la densidad de la materia era mil millones de veces más elevada.
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El gráfico de la izquierda nos es de gran ayuda para proseguir nuestro recorrido computacional tras la consecución de analizar la radiación cósmica de fondo y sus consecuencias cosmológicas. Si nos situamos en el centro del dibujo, vemos huir las galaxias en todas las direcciones. Cuanto más nos alejamos del centro, tanto más se eleva la temperatura cósmica.
La física de la materia a varios miles o millones de grados de temperatura es conocida, es lo que se llama un plasma. Los choques de átomos son tan fuertes que sus electrones saltan fuera de éstos: se dice que están ionizados. El plasma está constituido por núcleos atómicos, en este caso mayormente protones, y electrones separados, cargados eléctricamente, que por ello interactúan fuertemente con los fotones de energía radiante a esas temperaturas, como rayos gama, X y ultravioleta. Al igual que en el interior de las estrellas, los fotones sólo recorren milímetros antes de ser desviados o absorbidos y reemitidos por los electrones o protones. La radiación no llega muy lejos: no atraviesa la materia, no puede transportar la información. Por esto, a temperaturas superiores a varios miles de grados, la materia es opaca a las radiaciones. Además, la continua interacción de materia y radiación hace que efectivamente ambas componentes estén acopladas.
Los fotones que detectamos en la actualidad de la radiación cósmica de fondo fueron emitidos por partículas situadas en la franja entre la opacidad y la transparencia. Atravesando en una simulación computarizada dicha frontera, se penetra en regiones más cálidas, más densas y más luminosas aún. Pero no aparece en el monitor ningún fotón saliendo de allí.
En la vida diaria algo similar ocurre en una llama de gas, por ejemplo. Es difícil mirar a través de ella, a pesar de que la temperatura no sube de dos o tres mil grados. Otra analogía es un hierro incandescente, que contiene luz en su volumen, que es emitida desde su superficie, la que percibimos sin ver hacia el interior. Lo mismo nos sucede cuando vemos la superficie del Sol, pero no podemos ver su interior, donde, sin embargo, la materia es formidablemente luminosa. Los fotones de gran energía (rayos gamma), emitidos por la reacciones nucleares, son absorbidos por la opaca materia del corazón solar. ¡Felizmente! Si no no estaríamos contando este cuento, ya que la vida no habría aparecido en la Tierra. Los átomos de la materia solar absorben los rayos gamma y los reemiten muchas veces, degradándolos en energía y transformándolos en nuestros muy conocidos rayos dorados. La superficie solar, tal como la frontera entre la opacidad y la transparencia cósmica, son los lugares de donde los fotones nos llegan indemnes, sin riesgo de absorción.
En el transcurso de la expansión del universo, la temperatura desciende a guarismos parecido a los de la superficie del Sol, unos 4.000° C. A esas temperaturas, los núcleos atómicos se recombinan con los electrones libres, generando átomos neutros. Por esta característica, los átomos dejan pasar la mayoría de la luz: la materia se hace transparente, se puede ver a través del universo. En la analogía con la superficie solar, el cambio de densidad y temperatura corresponde al paso de la fotosfera a la cromosfera: desde la capa donde se produce la luz que vemos a la capa superior, más fría, tenue y transparente. Este proceso depende en parte de la densidad de la materia, por esto en el universo ello ocurre a unos 3.000 a 4.000 grados, mientras en el Sol ocurre entre 4.400 a 6.500 grados KeIvin, variación que se produce en una capa de sólo 500 km. de altura, mientras que su radio es de 700.000 km., por lo que desde tan lejos se ve un borde bien definido.
La recombinación se produce cuando finaliza la era radiactiva y la temperatura del universo en expansión decrece de 4.000 a unos 3.000 grados. Los electrones se combinan con los núcleos atómicos transformándose en átomos neutros, transparentes a la radiación.
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Entre los 200.000 y 300.000 años de vida del universo ocurre la época de la recombinación, la cual separa una fase opaca de otra transparente.
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Recordemos que en el proceso de recombinación de núcleos y electrones se genera una desagregación o desacoplamiento, es decir, separación de luz y materia. Este proceso único define la edad cósmica de la llamada «época de recombinación o desacoplamiento» (fig. de la derecha). Antes de ella el universo era intensamente brillante, pero opaco. Similar al interior del Sol. Luego, casi bruscamente, se torna transparente manteniendo el brillo luminoso de la luz emitida, como un vidrio iluminado en su interior. Podemos decir que su luz alumbra la formación de las primeras protogalaxias. La época de recombinación es el periodo más antiguo de la historia del universo del cual podemos recibir radiaciones electromagnéticas, como la luz. Sus rayos provienen de la «fotosfera cósmica» que corresponde a la superficie de recombinación a esa edad cósmica (ver figura). Sólo sería posible ver antes de esa época si pudiéramos detectar algún tipo de radiaciones o partículas que atravesaran la materia caliente y densa (las que no pueden ser fotones electromagnéticos).
Por otra parte, la observación de la radiación cósmica de fondo nos propone una doble serie de cálculos: 1) la intensidad de la radiación en todas las direcciones sobre la esfera celeste; 2) la amplitud en función de la longitud de onda.
Este conjunto de datos puede traducirse en informaciones sobre el problema de la formación de las galaxias a partir de fluctuaciones primordiales. Puede también informarnos sobre la estructura a gran escala de nuestro universo (¿abierto o cerrado?). De este último estudio, cabe esperar el obtener datos sobre la densidad cósmica y, de paso, sobre el destino del cosmos.
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