Éranse una vez los primeros átomos: Nucleosíntesis Primordial

Si bien los átomos no son los ladrillos básicos de la materia como se pensó originalmente, sino que hay toda una fauna de partículas subatómicas aun más elementales, la educación formal nos enseña que todo aquello que es material está formado por una combinación de estos. Pero... ¿de donde surgieron los átomos?, esta es una pregunta que en lo personal he tenido la inquietud de responderme y de aquí el génesis del actual artículo. Los elementos químicos que forman nuestro Universo surgieron en dos etapas o procesos diferentes: los elementos livianos en la Nucleosíntesis Primordial y los elementos más pesados de la Nuclesíntesis Estelar. Cómo el título del artículo nos adelanta, en el presente nos abocaremos a tratar de comprender el primero de ambos.

La etapa denominada Nucleosíntesis Primordial, o Nucleosíntesis del Big Bang, afectó al Universo en su totalidad en un proceso que duró, de principio a fin, aproximadamente unos 3 minutos 46 segundos; luego de este tiempo debido a la expansión del mismo, la temperatura y densidad del Universo estuvieron por debajo del umbral necesario para la fusión nuclear. La brevedad de este período es la responsable de que tan solo se formaran núcleos atómicos livianos, no permitiendo la de elementos más pesados que el Berilio.

Para entender como es posible que los científicos hayan logrado describirlo con bastante exactitud, comenzaremos explicando que los cálculos de la Nucleosíntesis Primordial dependen principalmente de un único parámetro: la proporción entre el número de nucleones (protones y neutrones) y fotones que existían en el Universo al iniciarse la misma. Actualmente, esta proporción se calcula que fue de 1 nucleón por cada 1.000.000.000 (mil millones) de fotones. Si esta estimación fuera ligeramente inferior a la real, entonces el proceso hubiera comenzado apenas antes y la cantidad de Helio 4 que existe en el Universo debería ser algo más alta que la estimada, pero no más de 1%. Como vemos, aunque la proporción de fotones por nucleón es importante para determinar las abundancias elementales, la incertidumbre que hay al respecto en los valores precisos iniciales producen diferencias minúsculas en el resultado final, haciendo de todas formas válido el proceso.

Las leyes físicas y constantes involucradas en la evolución de esta etapa son bien comprendidas actualmente por la ciencia; si ha esto le sumamos el hecho de que la misma depende exclusivamente de las condiciones iniciales, podemos ver que lo que ocurriera antes es para el proceso de Nucleosíntesis irrelevante, trayendo aparejado como consecuencia positiva, que independiente de lo especulativo que sean las etapas anteriores, podemos afirmar que la teoría que respalda esta fase es una muy buena aproximación de lo que debió suceder en realidad, y como consecuencia negativa, que de la mencionada independencia resulta, que mientras las condiciones iniciales sean las mismas, nada parece poder deducirse, desde este proceso, de etapas anteriores.

Antes de comenzar a desarrollar la historia, me permitiré presentarles brevemente a sus protagonistas. Según nuestra actual concepción científica, un átomo está formado por neutrones y protones, en su núcleo, y una nube de electrones que le rodea. Luego tenemos a los fotones, que son partículas de luz, o como les gusta decir a los científicos “cuantos electromagnéticos”; los neutrinos son una familia de partículas muy escurridizas que se caracterizan por no ser muy sociables con el resto de las partículas (no interactúan, pasan a través de ellas sin perturbarlas), se especula no tienen masa o poseen una muy muy pequeña y viajan a la velocidad de la luz (o de tener masa muy cerca de ella). Por último, están las “antipartículas”, que no son otra cosa que una partícula que tiene la misma masa y spín pero carga eléctrica opuesta. Si unimos una partícula con su antipartícula toda la masa se convierte en energía dando lugar a la creación de nuevas partículas, además de una buena explosión, por lo que no es recomendable que lo intenten en sus casas.

Ahora si, nuestra historia comienza cuando el Universo era un recién nacido, su temperatura era de unos 100.000.000.000 (cien mil millones) grados Kelvin y su densidad de unos ¡3.800.000.000 (tres mil ochocientos millones) gramos / cm³!, para entender semejante cifra pensemos que en una cucharada sopera de esta sustancia cabría la masa de unas 775 lunas terrestres... El mismo estaba formado por una mezcla de materia y radiación donde, debido a la alta densidad y temperatura, todas las partículas, como en un parque de autitos chocadores, impactaban entre sí logrando un estado de equilibrio térmico casi perfecto (todos los autitos tienen la misma velocidad aproximadamente), aun cuando el Universo se encontraba en una fase de rápida expansión.

Las partículas que abundaban eran los electrones, sus antipartículas: los positrones, los fotones (ellos son su mismas antipartículas), los neutrinos y los antineutrinos. En este estadio del Universo había aproximadamente un nucleón (protón o neutrón) por cada 1.000.000.000 (mil millones) de electrones, neutrinos, fotones y sus respectivas antipartículas.

A consecuencia de las colisiones de alta energía en este periodo del Cosmos, se producen dos grupos de interacciones entre partículas. Debido a la equivalencia entre energía y masa (E=mc²) es que las partículas pueden, a tan alta temperatura y densidad, convertir su masa en energía y viceversa.

El primer grupo de interacciones es la conversión de fotones en electrones y positrones, proceso éste denominado “producción de pares”. Los fotones no podían convertirse en partículas de mayor masa, como por ejemplo nucleones (neutrones y protones) debido a que su energía no era lo suficientemente alta. También sucedía el proceso contrario, cuando un par electrón y positrón colisionaba se aniquilaban dando lugar nuevamente a fotones.

Fig. 1 y 2 - Producción de pares
- Créditos de la Imagen: Comunidad Simplemente El Universo

El segundo grupo de interacciones la llevan a cabo los nucleones (protones y neutrones). Un neutrón posee una masa un poco superior a un protón. Además, los neutrones en estado libre, es decir si no se encuentran formando parte de un núcleo atómico, son inestables y se desintegran luego de unos 15 minutos aproximadamente (vida media) dando a lugar a otras partículas, proceso conocido como decaimiento radiactivo. Sin embargo, debido a que los tiempos que estamos observando son del orden de las centésimas de segundo, podemos ignorar este proceso.
Las interacciones más importantes dentro de este segundo grupo eran:

Cuando un neutrino colisionaba con un neutrón daban por resultado un electrón más un protón, y viceversa, un electrón colisionando con un protón daban lugar a un neutrón y neutrino.

Fig. 3 y 4 1 Neutrino + 1 Neutrón <=> 1 Electrón + 1 Protón
- Créditos de la Imagen: Comunidad Simplemente El Universo

Por otro lado, cuando un antineutrino colisionaba con un protón surgían como resultado un positrón más un neutrón, y viceversa, un positrón que colisionaba con un neutrón resultaban en un protón y un antineutrino.

Fig. 5 y 6 1 Positrón (Antielectrón) + 1 Neutrón <=> 1 Antineutrino + 1 Protón
- Créditos de la Imagen: Comunidad Simplemente El Universo

Dado que se supone que en esta etapa había casi exactamente tantos electrones como positrones y tantos neutrinos como antineutrinos, con tan altas energías las transiciones de neutrón a protón y viceversa se producían a la misma velocidad, dando lugar a un equilibrio donde la proporción neutrones y protones era de 50% cada uno.

A estas temperaturas, los protones y neutrones no podían unirse para formar núcleos atómicos, debido a que colisionaban tan rápidamente que no eran posibles uniones estables.
Como consecuencia de la expansión del Universo, la temperatura y densidad del mismo siguió en descenso. Debido a esto con el paso del tiempo, el segundo grupo de transiciones, las de los nucleones, rompieron su equilibrio entre las cantidades generadas de neutrones y protones, ya que a medida que la energía de las colisiones se hacía menor, era más sencillo (requería menores energías) generar los “livianos” protones en comparación a los “pesados” neutrones.

110 milisegundos más tarde, cuando la temperatura alcanzó en su descenso unos 30.000.000.000 (treinta mil millones) grados Kelvin y la densidad fue de unos 30.000.000 (treinta millones) gramos / cm³, la proporción de protones y neutrones, debido a este proceso, estaba desequilibrada en un 62% de protones contra un 38% de neutrones. Siempre esto hablando de la proporción entre nucleones, es decir si contábamos por cada 100 nucleones 62 eran protones y 38 neutrones, lo que no debemos interpretar como que el 62% del Universo eran protones y el 38% neutrones, ya que los nucleones, como vimos anteriormente, solo constituían 1 partícula por cada 1.000.000.000 (mil millones) de fotones, es decir, apenas una minúscula traza.

Habiendo transcurridos tan solo 1,09 segundos a partir del comienzo de nuestra historia, la temperatura del Universo había descendido hasta los 10.000.000.000 (diez mil millones) grados Kelvin y la densidad a 380.000 (trescientos ochenta mil) gramos / cm³, es entonces cuando ocurrió el desacoplamiento de los neutrinos y antineutrinos del resto de la sopa de partículas. A partir de ese momento, estos dejaron de interactuar como lo habían hecho hasta entonces y comenzaron a moverse libremente por el Cosmos. Debido a que ya no colisionaban con el resto de las partículas, dejaron de estar en equilibrio térmico con ellas (son como autitos chocones que andan en la pista sin colisionar con los demás) y desde entonces ya no participaron de las interacciones de conversión que habíamos visto. Podemos decir que desde ese instante, el Universo se torna prácticamente transparente para los neutrinos y antineutrinos.

La proporción de protones y neutrones era a esas alturas de 76% protones y 24% neutrones.

Cuando la temperatura del Universo descendió a los 3.000.000.000 (tres mil millones) grados Kelvin, unos 13,82 segundos desde el inicio de la explicación, debido a la expansión del Universo la longitud de onda de los fotones había disminuido al grado de que ya no poseían la energía suficiente para crear nuevos pares de electrones y positrones, y fue entonces cuando esta interacción dejó de producirse, lo que conllevó como consecuencia una importante disminución de la cantidad de los mismos que se aniquilaron entre sí cada vez que colisionaban generando en el proceso nuevos fotones.

La proporción de protones y neutrones era de un 83% neutrones y 17% protones.
La temperatura media de los fotones, debido al proceso de aniquilación electrón positrón, se ve ligeramente incrementada.

Hemos llegado al momento donde la Nucleosíntesis propiamente dicha está lista para llevarse a cabo... Pero antes conozcamos un poco más sobre los átomos.

Las características de un átomo están determinadas por la cantidad de protones que posee en su núcleo, por ejemplo, un átomo de Hidrógeno tiene 1 protón, uno de Helio tiene 2 protones, esto nos dice que son distintos elementos químicos. Ahora, un núcleo de Hidrógeno común está formado por un protón, pero también existe un Hidrógeno que posee en su núcleo 1 Protón + 1 Neutrón, como la cantidad de protones es la misma, sigue considerándose que es un Hidrógeno (aunque con un poco más de masa). En estos casos, se dice que son diferentes isótopos de un mismo elemento, por ejemplo, al isótopo de Hidrógeno cuyo núcleo posee 1 Protón + 1 Neutrón se lo llama Deuterio. El resto de los elementos químicos, también pueden poseer varios isótopos.

Cuando dos núcleos atómicos colisionan con suficiente energía, vencen la fuerza de repulsión que les impedía unirse, y entonces logran acercarse lo suficiente como para que la fuerza nuclear fuerte (de muy corto alcance) actúe uniéndolos, creando un nuevo isótopo o elemento químico más pesado, sumado a algunas otras partículas que dependen de los núcleos implicados y liberando una importante cantidad de energía en forma de radiación (fotones) o movimiento (temperatura), proceso este conocido como fusión. La fisión atómica, es el proceso inverso en el que se divide un núcleo de un elemento químico pesado formando núcleos más livianos, también implica la liberación de grandes cantidades de energía.

Cada átomo normalmente tiene en su haber tantos protones como electrones, esto los hace eléctricamente neutros. Cuando un átomo no tiene la misma cantidad de electrones (carga eléctrica -) que de protones (carga eléctrica +) entonces decimos que se encuentra ionizado. Si estos núcleos atómicos no se encuentran unidos a sus electrones, sino que forman una especie de “sopa”, a ese estado de la materia se lo denomina plasma.

Volviendo al tema, la Nucleosíntesis Primordial tiene su comienzo cuando la temperatura cae por debajo de los 1.000.000.000 (mil millones) de grados Kelvin. Este Universo, en donde los electrones y positrones se han aniquilado mutuamente dejando solo una muy pequeña traza de los mismos, está principalmente constituido por fotones, neutrinos y antineutrinos. La temperatura de los fotones es ahora 35% más alta que la de los neutrinos y antineutrinos debido a que, mientras los fotones han seguido interactuando con el resto de las partículas y han recibido un aporte extra de energía de la aniquilación de electrones y positrones, los neutrinos hace más de tres minutos que ya no lo hacen.

Es en estas condiciones, cuando los neutrones y protones que colisionan quedan unidos de manera estable y comienzan a formar núcleos de Deuterio (H-2 = 1 protón + 1 neutrón). Debido a que la temperatura era aun lo suficientemente alta como para impedir que los electrones se unan a dichos núcleos, los átomos se encontraban ionizados en un estado de plasma.

Cabe aclarar, que hasta este instante, aunque la temperatura había bajado lo suficiente como para permitir la formación estable de Helio 4 (He-4 = 2 neutrones + 2 protones) - a partir de los 10.000.000.000 (diez mil millones) grados Kelvin - y los elementos intermedios como Helio 3 (He-3 = 1 neutrón + 2 protones) o Tritio (H-3 = 2 neutrones + 1 protón) – 1.000.000.000 (mil millones) de grados Kelvin -, esto no había sucedido debido a que el Deuterio se comportaba como el eslabón débil dentro del proceso de formación de estos elementos más pesados. Esto se debía a que su cohesión nuclear (la fuerza con la que se unen su protón y su neutrón) estaba por debajo de la energía cinética de las colisiones con el resto de las partículas, lo que impedía su formación de manera estable. Este impedimento es comúnmente denominado “cuello de botella”. Una vez superado este obstáculo, rápidamente los neutrones comenzaron a unirse con los protones formando una serie de reacciones que culminaron con la formación de Helio 4.

La formación de Helio 4 se llevó a cabo por dos caminos diferentes. Un núcleo de Deuterio (1 neutrón + 1 protón) colisiona y suma 1 protón al núcleo formando Helio 3 (1 neutrón + 2 protones) que a su vez colisiona con un neutrón y forma finalmente un núcleo de Helio 4 (2 neutrones + 2 protones).

Fig. 7 [1 N + 1 P] (Deuterio) + 1 P => [1 N + 2 P] (Helio 3) + 1 N => [2 N + 2 P] (Helio 4)
- Créditos de la Imagen: Comunidad Simplemente El Universo

El otro camino consiste en el que un núcleo de Deuterio (1 neutrón + 1 protón) colisiona y suma 1 neutrón formando Hidrógeno 3 o Tritio (2 neutrones + 1 protón) que a una vez más colisiona con un protón y forma finalmente un núcleo de Helio 4 (2 neutrones + 2 protones).

Fig. 8 [1 N + 1 P] (Deuterio) + 1 N => [2 N + 1 P] (Tritio) + 1 P => [2 N + 2 P] (Helio 4)
- Créditos de la Imagen: Comunidad Simplemente El Universo

Estos fueron los núcleos más pesados que se formaron en abundancia durante la Nucleosíntesis Primordial, debido a que para poder lograr superar la barrera que impedía la formación de Deuterio, la energía y densidad debieron bajar a tal grado que las colisiones entre partículas y núcleos no permitieron la formación de elementos más pesados.

Desde el comienzo de nuestra historia hasta el final del proceso han transcurrido tan solo 3 minutos con 46 segundos. Cuando comenzó la Nucleosíntesis la proporción de protones y neutrones era de 86 a 87% protones y de 13 a 14% neutrones. Esta proporción, como explicamos anteriormente, no está aun bien definida, dejando ese margen del 1%, debido a que depende de la cantidad de fotones por nucleón, un número con cierto margen de incertidumbre según los actuales datos disponibles. Teniendo en cuenta que prácticamente todos los neutrones se unieron para formar núcleos de Helio, el resto de los protones pasaron a ser núcleos de Hidrógeno (1 protón). La proporción de Helio (respecto a la masa total de elementos formados) es de aproximadamente 26 a 28%, siendo prácticamente todo del isótopo de Helio 4, resultando el resto en Hidrógeno 72 a 74% (con un 99.99% del isótopo Hidrógeno 1 y 0.01% del isótopo Deuterio), el isótopo Hidrógeno 3 o Tritio es inestable, así que los pocos núcleos que no lograron seguir el proceso y formar Helio 4, terminaron convirtiéndose en Helio 3, por último se formaron algunas trazas menores, del orden de 10^-10 % de Litio y Berilio.

Estas proporciones están dadas en porcentajes respecto a la masa total surgida de la nucleosíntesis, es decir están referidas a su masa y no a la cantidad de átomos de cada elemento.

Durante todo este proceso la temperatura y densidad siguieron bajando debido a la expansión del Universo, los electrones y positrones se aniquilaron casi por completo, dejando un pequeño exceso de electrones de 1 cada 1.000.000.000 (mil millones), que se compensa con la cantidad de protones existentes dando por resultado una carga eléctrica total del Universo de cero. Los fotones llegan al final de este proceso con una temperatura 40,1% más alta que los neutrinos y antineutrinos.

Durante los próximos 300.000 (trescientos mil) años desde el Big Bang, el Universo seguirá expandiéndose y enfriándose sin grandes cambios, bajando su densidad hasta llegar a un punto donde la materia y la radiación (fotones) se desacoplan. Es entonces cuando los electrones son capturados finalmente por los núcleos y así el plasma da lugar a átomos estables con carga neutra. Este proceso es conocido como "Recombinación". Los fotones dejan de interactuar con los electrones, capturados estos últimos por los núcleos atómicos; éste desacoplamiento es similar al sufrido por los neutrinos al comienzo de nuestra historia, el Universo deja de ser turbio y los fotones comienzan a viajar libremente.

Estos fotones libres tenían originariamente energías muy altas, es decir, longitudes de ondas muy cortas. Pero debido a la continua expansión del Universo hasta nuestros tiempos, es que estas longitudes de onda se fueron alargando hasta llegar a ser lo que hoy conocemos como el Fondo de Radiación Cósmica de Microondas.

Para cerrar este artículo, cabe mencionar que la proporción detectada de Helio e Hidrógeno en nuestro Universo observable se condice perfectamente con la teoría, y no solo ello, sino que el Fondo Cósmico de Microondas formado por esos antiquísimos fotones que comenzaron su cruzada en la Era de la Recombinación, cuando el Universo apenas contaba con unos 300.000 (trescientos mil) años de edad, no solo ha sido detectado, sino que además coincide con extrema exactitud con el valor esperado.

Hemos llegado al final del texto y solo hemos logrado explicar el origen del Hidrógeno, el Helio y pequeñas trazas de Litio y Berilio, entonces: ¿cómo se formaron el resto de los elementos de la tabla periódica...?, esa es una apasionante y explosiva historia forjada en enormes hornos termonucleares que es protagónica de otro Artículo de esto, que no es más que simplemente... El Universo.

Silvio Oreste Topa
para Simplemente... El Universo