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contaminación de la que hablamos. En cuanto al helio-4, se ha hecho un gran esfuerzo para medirlo en galaxias en las que los elementos más pesados, llamados genéricamente metales en Astrofísica, son muy poco abundantes. La idea subyacente es que esa baja metalicidad se debería a que son sistemas químicamente jóvenes y, por lo tanto, sin contaminación apreciable por su propia evolución. Las incertidumbres sobre la evolución de esos objetos permanece sin embargo y lo que ha podido obtenerse es un valor con una cierta dispersión, como se representa en la citada figura 4.5. Para los demás elementos, la situación no es muy diferente, precisamente por la posibilidad de que ocurran procesos de formación o destrucción que alteren sensiblemente sus valores primordiales. Mención especial merece el caso del Litio-7, puesto que la predicción es bivaluada. En cualquier caso, las abundancias que se derivan de todas estas observaciones encajan dentro de las predicciones del modelo estándar. Como corolario no menos importante, y a pesar de esas incertidumbres, permiten también acotar el valor de la densidad de materia bariónica, que resulta ser unas veinte veces menor que la densidad crítica y varias veces menor que la densidad total obtenida por métodos dinámicos o usando el efecto lente gravitatoria. Una vez más, y por un camino radicalmente diferente, se impone la conclusión de 98
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que la mayor parte de la materia del Universo es materia oscura, de naturaleza no-bariónica. La radiación cósmica de fondo Durante todo el tiempo en que el comportamiento del Universo estaba dominado por la radiación, la materia se encontraba en equilibrio termodinámico con ella. Cuando la temperatura del Universo bajó hasta unos 3.000 K (que corresponde a unos 380.000 años tras el Big-Bang), las reacciones necesarias para mantener el equilibrio ya no eran capaces de mantener el ritmo adecuado, por lo que la materia y la radiación comenzaron a separarse. La atracción coulombiana entre protones y electrones empieza a imponerse a la agitación térmica y se produce la recombinación, proceso que denota la formación masiva de átomos de hidrógeno por captura de los electrones que quedan atrapados en órbitas alrededor de los protones. La materia del Universo pasa a un estado eléctricamente neutro, cuya principal componente (bariónica) son esos átomos de hidrógeno. Como consecuencia del proceso de recombinación, los electrones ya no pueden afectar a los fotones, que ahora pueden moverse sin ser apenas atenuados o desviados: desde ese momento, el Universo se hizo transparente a esa radiación que siguió su evolución de manera independiente.
En cuanto a la materia, observamos hoy cuál fue su destino: formar estrellas, galaxias y aglomerados, distribuirse en el medio intergaláctico, configurar el Universo que nos van mostrando los telescopios y que los análisis dinámicos nos revelan. ¿Y qué fue de aquella radiación? Dada la rapidez de los procesos de desacoplo y recombinación, esa radiación emergió conservando su espectro de cuerpo negro. Desde entonces se ha ido enfriando progresivamente conservando, y éste es un aspecto clave, su espectro planckiano. La razón es que, en el caso de expansión que contempla el modelo cosmológico estándar, la temperatura de esa radiación cambia solamente en función de la época, es decir, del valor del desplazamiento hacia el rojo, de manera simple: Tz = T0 (1+z). De modo que hoy sigue manteniendo el carácter de radiación de cuerpo negro, a muy baja temperatura. Las primeras predicciones sobre la existencia de esa radiación y su temperatura actual fueron hechas por Gamow y colaboradores. Ya en los años sesenta del siglo XX, mientras en Princeton un grupo de científicos estaba ultimando la preparación de instrumentos específicos para medir esa radiación, Penzias y Wilson, que trabajaban para la compañía Bell Telephone tratando de caracterizar el comportamiento de una antena, se