"... Ya van a dar las 5 de la tarde. Lo sé porque escucho a alguien que apaciblemente se acerca, por los andadores de la Facultad de Ciencias, silbando un conocido danzón, es Manuel Peimbert que pasa, frente a nuestro cubículo, a ver a sus alumnos."

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La década de 1970 se caracterizó por la aparición de cálculos sobre la evolución química que debió sufrir el Universo si se hubiera dado un evento tan espectacular como la gran explosión. La síntesis nuclear propiciada por tan intenso proceso debía manifestarse con la aparición de elementos más complejos que el hidrógeno. Entre otros, el astrónomo de la Universidad de Cornell, Robert V. Wagoner;^[9] había obtenido varias posibles combinaciones de elementos químicos; las cuales dependían de las condiciones que predominarían en los primeros minutos de la gran explosión.

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A mediados de esa década empezaron a llamar la atención los resultados que de sus observaciones sobre las proporciones de elementos químicos, reportaba el astrónomo mexicano, nacido en la ciudad de México, Manuel Peimbert Sierra (1941-). Manuel Peimbert mostraba que las proporciones entre elementos químicos, medidas en objetos celestes muy distantes entre ellos, son similares, como si provinieran de un mismo proceso que actuó por todas partes.

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Cuando la temperatura cósmica era del orden de 10¹⁰ K, las reacciones nucleares debían producir átomos de deuterio a partir de neutrones y protones, pero la temperatura era suficientemente alta para enseguida destruirlos. Así que no era posible formar elementos más pesados. Al disminuir la temperatura del Universo, el deuterio se volvió estable y fue posible, a partir de reacciones nucleares de deuterio con protones, formar partículas de ³He (se lee como helio-3); es decir, un isótopo de helio con dos protones y un neutrón.

Finalmente, del ³He y un átomo de deuterio es posible producir un átomo de ⁴He, que está formado por dos protones y dos neutrones.

Actualmente, la mayoría de los átomos de helio del Universo observable son ⁴He. Después de formarse este isótopo, la temperatura y la densidad cósmicas disminuyeron lo suficiente, tanto como para que ya no fuera posible constituir más elementos pesados. Después de los primeros cuatro minutos, probablemente la temperatura disminuyó hasta unos 800 millones de kelvins, por lo que las reacciones nucleares se detuvieron. Desde ese momento la composición química del Universo se mantuvo constante, constituida fundamentalmente por hidrógeno, helio y pequeñas cantidades de deuterio y litio. En teoría, de acuerdo con el proceso de la gran explosión, la composición química no volvería a modificarse sino hasta la formación de las galaxias y las estrellas, dos mil millones de años después.

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Manuel Peimbert, estudiando el espectro de emisión de las nebulosas de gas, pudo determinar la composición química del medio interestelar. En nuestra galaxia y en otras en las que ha sido posible determinar con precisión su composición química, se ha encontrado que los seis elementos más abundantes son: hidrógeno, helio, carbono, nitrógeno, oxígeno y neón. Las abundancias relativas de estos elementos en el medio interestelar se pueden obtener a partir de analizar el espectro de emisión de la radiación remanente de las supernovas, las nebulosas planetarias y las regiones H II, llamadas así porque casi todo el gas está formado por hidrógeno ionizado. Podemos establecer la aportación de las estrellas de cada región y restarla de la que medimos; de esta manera estaremos obteniendo la abundancia de los elementos que existían antes de formarse las galaxias.

Se puede comparar las predicciones teóricas del modelo de la gran explosión con las abundancias, relativas al hidrógeno, del deuterio, del helio tres, del helio cuatro y del litio siete según lo indicaba Peimbert:

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Se ha encontrado que todas las galaxias, con una buena determinación de abundancias, se formaron con aproximadamente el 23% de helio y el 77% de hidrógeno por unidad de masa (véase el anexo A.1.1.5.), coincidiendo con los resultados de la teoría.^[10]

Al mencionado 23% de helio lo conocemos como helio pregaláctico o primordial.

Si se hubiera tratado de una explosión lenta, la temperatura permanecería más tiempo alta, en las temperaturas de nucleosíntesis, produciendo mayor abundancia de elementos pesados, particularmente helio. Una explosión rápida tendría una abundancia menor de estos elementos. De esta forma, la abundancia nos indica el tipo de explosión y, más aún, permite calcular la edad del Universo. Quizá la parte más impactante del trabajo del científico mexicano es que logra reproducir el valor de la constante de Hubble con este procedimiento insólito, confirmando los resultados surgidos de la recesión galáctica.

Este trabajo, paciente y meticuloso, de casi cuatro décadas, se ha convertido en uno de los pilares en que descansan los modelos que asumen la existencia de la Gran Explosión para explicar la estructura actual del Universo observable. Así, Manuel Peimbert encontró, después de la recesión galáctica y la radiación fósil, la tercera evidencia a favor de la Gran Explosión.

"Recuerdo una ocasión en que estábamos discutiendo un problema. Mi amigo Sergio estaba parado frente al pizarrón. Manuel se asomó para saludarnos, vio la guitarra que estaba sobre el archivero y, sin comentar nada, entró al cubículo, tomó la guitarra, se sentó sobre el escritorio con las piernas cruzadas, y empezó a cantar el son veracruzano La Bruja. Ahí estaba, entre nosotros, como cualquier estudiante, con su suéter sobre la espalda, aquel que ya era en aquel momento una figura mundial."