En el principio...

    Bueno, lo que en realidad estamos llamando el principio aquí es el universo cuando la temperatura rondaba los 100,000,000,000 K. El universo ya había existido al menos por una pequeña fracción de segundo y estaba dominado por radiación con unas pequeñas trazas de materia. La radiación estaba en forma de fotones, neutrinos y antineutrinos. La materia estaba en forma de electrones, positrones y una pequeña concentración de protones y neutrones (denominados nucleones) - aproximadamente un nucleón por cada 1,000 millones de partículas -.
    A estas temperaturas y densidades tan extremas (la densidad equivalía a unos 3,800 millones de veces la densidad del agua) todas estas entidades se comportan como partículas. Eso significa que están todo el tiempo colisionando entre ellas, casi como lo harían un montón de canicas que estuvieran bien empaquetadas en un container. En el universo primitivo no existían "paredes" físicas que contuvieran a esas partículas, sino que el elevado número de colisiones y la rapidez de éstas jugaban perfectamente el papel de "paredes del universo". Sin embargo, esas "paredes" no eran estáticas, sino que a medida que se producían las colisiones el universo aumentaba de tamaño. La expansión del universo producía una disminución de la densidad de energía que tenía que distribuirse en un volumen cada vez mayor. Este proceso implicaba a su vez una disminución de la temperatura del universo, proceso que continúa ocurriendo hoy en día.

    Las colisiones entre partículas tenían tres importantes consecuencias. La primera es que el universo estaba en equilibrio térmico. Para dar al lector una idea de lo que esto significa, vamos a fijarnos en un vaso de agua a 40 grados. La temperatura de un objeto es una medida de la energía media del movimiento (energía cinética) de sus moléculas. Pero no todas las moléculas tienen la misma energía cinética correspondiente a una temperatura de 40 grados, sino que existen moléculas con menos energía y moléculas con más energía. Una representación del número de partículas para cada valor de la energía tendría la siguiente apariencia

[average temperature significa temperatura media]

    Sin embargo, todas esas moléculas están continuamente colisionando con las moléculas de su alrededor, por lo que se producen intercambios de energía. Este hecho produce que las moléculas cambien continuamente de energía. El equilibrio térmico se consigue cuando el número de moléculas que tienen una determinada energía no cambia con el tiempo con gran aproximación. Esto es posible si por cada molécula que cambia su energía en una colisión, existe otra molécula que ocupa el lugar de la anterior después de que su energía previa haya cambiado en otra colisión cualquiera. En el universo primitivo, debido a la rapidez de las colisiones entre las partículas, existía una condición casi perfecta de equilibrio térmico. La importancia de este hecho radica en que hace posible que podamos hacer cálculos precisos de lo que sucedía con la materia en aquellas circunstancias.

    Las otras dos consecuencias de esas colisiones están relacionadas con las interacciones que se producen entre las partículas que colisionan.

    La primera interacción que puede ser considerada era la constante aniquilación y producción de electrones y positrones. Uno de los descubrimientos más famosos del siglo XX es la equivalencia entre la masa y la energía (E= m c²): bajo condiciones adecuadas, la energía se puede convertir en materia y viceversa. La conversión de energía en materia no se observa comúnmente en nuestro entorno porque éste es demasiado frío y no hay presión suficiente. Pero con las densidades y temperaturas que reinaban en el universo primitivo, esta conversión era el pan de cada día. Los fotones (g) se convertían en electrones (e^-) y positrones (e⁺) (proceso conocido como producción de pares). Estos fotones no podían producir partículas más pesadas (como nucleones por ejemplo) por no poseer suficiente energía. Los electrones y positrones terminarían por colisionar con sus respectivas antipartículas y convertirse de nuevo en fotones (a lo que nos referiremos como aniquilación)

La segunda interacción fue la conversión de protones en neutrones y viceversa. Esas partículas atómicas pesadas estaban ya presentes "en el principio" y estaban continuamente transmutándose una en otra mediante las siguientes reacciones:

"En el principio", debido a la alta densidad de energía, las colisiones entre las partículas ocurrían de forma tan rápida que las reacciones de conversión de protones en neutrones y viceversa se equilibraban de tal manera, que su número, aunque pequeño, era muy aproximadamente el mismo. Pero esa igualdad se rompió casi inmediatamente debido a que los neutrones son ligeramente más pesados que los protones. Por tanto, se necesita un poco más de energía para cambiar de un protón a un neutrón que viceversa. Al principio esto no tenía ninguna influencia porque había gran cantidad de energía en los alrededores. Pero como esta densidad de energía decrecía continuamente con la expansión, cada vez había menos energía disponible para cada colisión. Este hecho empezó a inclinar la balanza hacia la formación de protones, por lo que en número de protones empezó a ser mayor que el de neutrones y a medida que bajaba la temperatura la diferencia fue cada vez más notable.

    De acuerdo con las ecuaciones, 13.82 segundos después "del principio", la temperatura había descendido hasta unos 3,000,000,000 K. En este momento se produjo una drástica reducción de la población de electrones y positrones. La razón: de nuevo la expansión del universo. A medida que los electrones y positrones se aniquilaban mutuamente, la longitud de onda de los fotones producidos aumentaba y disminuía, por tanto, su energía de tal manera que ya no era posible que volvieran a producir pares de electrones-positrones

    Hasta este momento (sobre unos tres minutos después "del principio") no hubo nucleosíntesis (formación de núcleos atómicos) debido a la alta densidad de energía. Para que se cree un núcleo es necesario que se produzca una colisión entre nucleones y que éstos permanezcan enlazados. En el universo primitivo, la reacción clave fue la colisión de un protón y un neutrón para formar un núcleo de deuterio (isótopo del hidrógeno). Las colisiones entre protones y neutrones habían estado ocurriendo desde "el principio", pero sus energías eran demasiado alta para permitirles enlazarse y formar un núcleo de deuterio.

Este hecho impediría que se produjeran núcleos más pesados. Este tipo de situación, donde un producto intermedio es un enlace débil en un proceso de síntesis global, es llamada un "cuello de botella". Una vez este "cuello de botella" es superado, las reacciones restantes pueden llevarse a cabo. En el universo primitivo, una vez el "cuello de botella" debido al deuterio fue superado, las trazas cada vez más estables de deuterio podrían producir reacciones nucleares que llevarían a la formación del Helio.

Esto podría suceder según los dos caminos que se describen a continuación

PRIMER CAMINO

Los núcleos de deuterio colisionan con un protón formando ³He, y seguidamente con un neutrón formando ⁴He

SEGUNDO CAMINO

El deuterio colisiona primero con un neutrón formando ³H (habitualmente conocido como tritio), y posteriormente con un protón para formar de nuevo ⁴He

Este núcleo fue el más pesado que se formó en el universo primitivo, debido a que en el momento en que esto fue posible, la densidad de energía ya era demasiado baja para permitir que los núcleos colisonarán con suficiente energía para fundirse. En el momento en que comenzó la nucleosíntesis, la abundancia relativa de protones y neutrones era: 13% de neutrones y 87% de protones. Todos los neutrones fueron utilizados para formar los núcleos de Helio. Los protones quedarían de esa manera como núcleos de hidrógeno. Por lo tanto, tenemos que en el momento en que se completó la nucleosíntesis primigenia, el universo consistía en prácticamente un 25% de He y un 75% H (en peso) con ligeras trazas de otros elementos ligeros.

Más abajo se muestra una gráfica que resume el resultado de la nucleosíntesis en el universo primitivo. La gráfica muestra la abundancia relativa de diferentes núcleos (eje vertical) durante las primeras tres horas del universo. El eje horizontal ha sido etiquetado con el tiempo en segundos (parte superior) y la temperatura equivalente a ese periodo en la parte inferior. Para aquellos lectores que no estén acostumbrados al uso de una escala logarítmica, se ha añadido una línea discontinua que incida un nivel de abundancia del 1%. Cualquier cosa por debajo de esta línea corresponde a abundancias de menos del 1% de la masa total presente.

Como se pude ver en las curvas de la gráfica, a temperaturas más altas, sólo existían protones y neutrones, con más de los primeros. Pero a medida que disminuía la temperatura, hay un incremento de la cantidad de deuterio y núcleos de helio. Justo por debajo de mil millones de grados aparece una cantidad significativa de deuterio y helio, y una disminución de la abundancia de protones y neutrones. Éste es el "cuello de botella" del deuterio que habíamos mencionado previamente. El uso de todos los neutrones libres y algunos protones, causa que la curva de la abundancia de neutrones caiga abruptamente y la de los protones tenga un pequeño bache. La abundancia de deuterio sólo crece hasta este punto porque éste es un estado intermedio en la formación del helio. Por lo que a medida que se crea deuterio, se consume rápidamente para completar la síntesis del helio. Una vez se han usado todos los neutrones, su abundancia disminuye.

El paso final en la formación de los elementos fue la captura de los electrones libres por parte de los núcleos para formar los átomos neutros (proceso conocido curiosamente como recombinación a pesar de que es la primera vez que se ligaban electrones y núcleos).

Pero los electrones tenían aún suficiente energía para y el proceso de recombinación no ocurriría de forma masiva hasta que transcurrieran unos 700,000 años. La captura de los electrones para formar los átomos tuvo una consecuencia importantísima: sin electrones libres, la radiación electromagnética (los fotones) ya no tenían con quién interactuar y el universo se volvería transparente al paso de ésta. Esto significó que los fotones serían capaces de expandirse junto con el universo. Esos fotones que acabaron por ser libres tenían energías altísimas que se traducía en longitudes de onda muy cortas. Pero la expansión del universo causó el alargamiento de esta longitud de onda. Esos fotones de longitud de onda alargada debida a la expansión son a los que nos referimos cuando hablamos del fondo cósmico de microondas. Éste es un remanente del Big Bang. Hemos sido capaces de medir la intensidad de este fondo de radiación que se ajusta casi perfectamente a lo que predicen los cálculos teóricos. Ésta ha sido una de las evidencias más rotundas a favor de la imagen del universo que proporciona el modelo del Big Bang.

Una historia detallada del desarrollo del modelo de nucleosíntesis primigenia y la detección del fondo cósmico de microondas puede ser vista aquí.

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