…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 son. Es Manuel Peimbert que pasa, frente a nuestro cubículo, a ver a sus alumnos.
El decenio 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 predominaron durante los primeros minutos de la Gran Explosión. A mediados de este decenio empezaron a llamar la atención los resultados de las observaciones, sobre las proporciones de elementos químicos, del astrónomo nacido en la ciudad de México, Manuel Peimbert Sierra (1941). Él mostró que las proporciones entre los elementos químicos, medidas en objetos celestes muy distantes, son similares (véase figura 9, p. 309), como si provinieran de un mismo proceso que actuó por todas partes.
Cuando la temperatura cósmica era del orden de diez mil millones de grados Kelvin, las reacciones nucleares debían producir núcleos de deuterio d, a partir de neutrones n y protones p. Pero la temperatura era suficientemente alta para destruirlos enseguida, 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. En las fórmulas, la letra griega 
denota la radiación que se emite junto con la producción de los núcleos.
Por último, del 3He y un núcleo de deuterio es posible producir un núcleo de 4He, que está formado por dos protones y dos neutrones.
En la actualidad, 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 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 grados Kelvin, 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.
Manuel Peimbert y sus colaboradores, estudiando el espectro de emisión de las nebulosas, determinaron 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 que emiten las remanentes de 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 al medio interestelar y restarla de la que medimos; así obtendremos la abundancia de los elementos que existían antes de formarse las galaxias.
Se pueden comparar las predicciones teóricas del modelo de la Gran Explosión, con las abundancias por unidad de masa de hidrógeno, deuterio, helio tres, helio cuatro y litio siete. Según lo indicaban Peimbert y sus colaboradores:
Se ha encontrado que todas las galaxias, con una buena determinación de abundancias, se formaron con aproximadamente 25% de helio y 75% de hidrógeno por unidad de masa, coincidiendo con los resultados de la teoría.10
A este 25% de helio se le conoce como helio pregaláctico o primordial.
Si se hubiera tratado de una explosión lenta, la temperatura permanecería alta por más tiempo, produciendo mayor abundancia de elementos pesados, particularmente helio. Una explosión rápida tendría una abundancia mucho menor de estos elementos. De esta forma, la abundancia nos indica el tipo de explosión y, más aún, nos permite calcular la edad del Universo. Quizá la parte más impactante del trabajo del científico mexicano es que la abundancia del helio primordial por unidad de masa obtenida observacionalmente coincide con la predicha por la teoría estándar de la Gran Explosión y reproduce el valor de la constante de Hubble con este procedimiento insólito, confirmando los resultados surgidos de la recesión galáctica (figura 11).
Este trabajo, paciente y meticuloso, de casi cuatro decenios 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. De esta manera, Manuel Peimbert encontró, después de la recesión galáctica y la radiación fósil, una 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, quien era ya en aquel momento un investigador de renombre mundial en el ámbito de la astronomía.
Jorge Daniel Marroquín de la Rosa
