29.3: El comienzo del universo
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Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Describe cómo era el universo durante los primeros minutos después de que comenzara a expandirse
- Explica cómo se formaron los primeros elementos nuevos durante los primeros minutos después del Big Bang
- Describir cómo cambian los contenidos del universo a medida que disminuye la temperatura del universo
La mejor evidencia que tenemos hoy indica que las primeras galaxias no comenzaron a formarse hasta unos cientos de millones de años después del Big Bang. ¿Cómo eran las cosas antes de que hubiera galaxias y el espacio aún no se había estirado de manera muy significativa? Sorprendentemente, los científicos han podido calcular con cierto detalle lo que estaba sucediendo en el universo en los primeros minutos después del Big Bang.
La historia de la idea
Una cosa es decir que el universo tuvo un comienzo (como implican las ecuaciones de la relatividad general) y otra muy distinta describir ese comienzo. El sacerdote y cosmólogo belga Georges Lemaître fue probablemente el primero en proponer un modelo específico para el propio Big Bang (Figura\(\PageIndex{1}\)). Él imaginó toda la materia del universo comenzando en un gran bulto al que llamó el átomo primitivo, que luego se rompió en tremendos números de piezas. Cada una de estas piezas continuó fragmentándose aún más hasta convertirse en los átomos actuales del universo, creados en una vasta fisión nuclear. En un relato popular de su teoría, Lemaître escribió: “La evolución del mundo podría compararse con una exhibición de fuegos artificiales que acaba de terminar, unos pocos brizones rojos, cenizas y humo. De pie sobre una ceniza bien enfriada, vemos el lento desvanecimiento de los soles y tratamos de recordar el brillo desaparecido del origen de los mundos”.
Los físicos hoy en día saben mucho más de la física nuclear de lo que se sabía en la década de 1920, y han demostrado que el modelo de fisión primitiva no puede ser correcto. Sin embargo, la visión de Lemaître era en algunos aspectos bastante profética. Seguimos creyendo que todo estaba junto al principio; simplemente no era en la forma de materia que ahora conocemos. Los principios físicos básicos nos dicen que cuando el universo era mucho más denso, también hacía mucho más calor, y que se enfría a medida que se expande, tanto como el gas se enfría cuando se pulveriza desde una lata de aerosol.
Para la década de 1940, los científicos sabían que la fusión del hidrógeno en helio era la fuente de la energía del Sol. La fusión requiere altas temperaturas, y el universo temprano debe haber estado caliente. A partir de estas ideas, el físico estadounidense George Gamow (Figura\(\PageIndex{2}\)) sugirió un universo con un tipo diferente de comienzo que implicaba fusión nuclear en lugar de fisión. Ralph Alpher elaboró los detalles de su tesis doctoral, y los resultados se publicaron en 1948. (Gamow, que tenía un peculiar sentido del humor, decidió en el último minuto agregar el nombre del físico Hans Bethe a su artículo, para que los coautores de este artículo sobre el comienzo de las cosas fueran Alpher, Bethe y Gamow, un juego de palabras sobre las tres primeras letras del alfabeto griego: alfa, beta y gamma). El universo de Gamow comenzó con partículas fundamentales que construyeron los elementos pesados por fusión en el Big Bang.
Las ideas de Gamow estaban cerca de nuestra visión moderna, excepto que ahora sabemos que el universo primitivo permaneció lo suficientemente caliente como para fusionarse solo por un corto tiempo. Así, solo los tres elementos más ligeros —hidrógeno, helio y una pequeña cantidad de litio—se formaron en abundancias apreciables al principio. Los elementos más pesados se formaron posteriormente en estrellas. Desde la década de 1940, muchos astrónomos y físicos han trabajado en una teoría detallada de lo que sucedió en las primeras etapas del universo.
Los primeros minutos
Empecemos con los primeros minutos siguientes al Big Bang. Tres ideas básicas son la clave para rastrear los cambios que ocurrieron durante el tiempo justo después de que comenzara el universo. El primero, como ya hemos mencionado, es que el universo se enfría a medida que se expande. La figura\(\PageIndex{3}\) muestra cómo cambia la temperatura con el paso del tiempo. Tenga en cuenta que en este diagrama se resume un enorme lapso de tiempo, desde una pequeña fracción de segundo hasta miles de millones de años. En la primera fracción de segundo, el universo estaba inimaginablemente caliente. Para cuando habían transcurrido 0.01 segundos, la temperatura había bajado a 100 mil millones (\(10^{11}\)) K. Después de unos 3 minutos, había caído a cerca de mil millones (109) K, todavía unas 70 veces más caliente que el interior del Sol. Después de unos cientos de miles de años, la temperatura bajó a apenas 3000 K, y el universo ha seguido enfriándose desde entonces.
Todas estas temperaturas menos la última se derivan de cálculos teóricos ya que (obviamente) no había nadie para medirlas directamente. Como veremos en la siguiente sección, sin embargo, en realidad hemos detectado el débil resplandor de la radiación emitida en un momento en que el universo tenía unos cientos de miles de años. Podemos medir las características de esa radiación para aprender cómo eran las cosas hace mucho tiempo. En efecto, el hecho de que hayamos encontrado este antiguo resplandor es uno de los argumentos más fuertes a favor del modelo Big Bang.
El segundo paso para entender la evolución del universo es darse cuenta de que en tiempos muy tempranos, hacía tanto calor que contenía principalmente radiación (y no la materia que vemos hoy en día). Los fotones que llenaban el universo podrían colisionar y producir partículas materiales; es decir, bajo las condiciones justo después del Big Bang, la energía podría convertirse en materia (y la materia podría convertirse en energía). Podemos calcular cuánta masa se produce a partir de una determinada cantidad de energía usando la fórmula de Einstein\(E = mc^2\) (ver el capítulo sobre El sol: una potencia nuclear).
La idea de que la energía podría convertirse en materia en el universo en general es nueva para muchos estudiantes, ya que no forma parte de nuestra experiencia cotidiana. Eso es porque, cuando comparamos el universo de hoy con lo que era justo después del Big Bang, vivimos tiempos fríos y duros. Los fotones en el universo hoy en día suelen tener mucha menos energía que la cantidad requerida para hacer nueva materia. En la discusión sobre la fuente de la energía del Sol en The Sun: A Nuclear Powerhouse, mencionamos brevemente que cuando las partículas subatómicas de materia y antimateria chocan, se convierten en energía pura. Pero lo contrario, la energía convirtiéndose en materia y antimateria, es igualmente posible. Este proceso se ha observado en aceleradores de partículas en todo el mundo. Si tenemos suficiente energía, en las circunstancias adecuadas, de hecho se crean nuevas partículas de materia (y antimateria) —y las condiciones fueron las adecuadas durante los primeros minutos después de que comenzara la expansión del universo.
Nuestro tercer punto clave es que cuanto más caliente estaba el universo, más enérgicos eran los fotones disponibles para hacer materia y antimateria (Figura\(\PageIndex{3}\)). Por tomar un ejemplo específico, a una temperatura de 6 mil millones de\(\left( 6 \times 10^9 \right)\) K, la colisión de dos fotones típicos puede crear un electrón y su contraparte de antimateria, un positrón. Si la temperatura supera\(10^{14}\) K, se pueden crear protones y antiprotones mucho más masivos.
La evolución del universo primitivo
Teniendo en cuenta estas tres ideas, podemos rastrear la evolución del universo desde el momento en que tenía aproximadamente 0.01 segundos de antigüedad y tenía una temperatura de alrededor de 100 mil millones K. ¿Por qué no comenzar desde el principio? Todavía no hay teorías que nos permitan penetrar a un tiempo antes aproximadamente\(10^{–43}\) segundo (este número es un punto decimal seguido de 42 ceros y luego un uno). Es tan pequeño que no podemos relacionarlo con nada en nuestra experiencia cotidiana. Cuando el universo era tan joven, su densidad era tan alta que la teoría de la relatividad general no es adecuada para describirlo, e incluso el concepto de tiempo se descompone.
Los científicos, por cierto, han tenido algo más éxito en describir el universo cuando era mayor que el\(10^{–43}\) segundo pero aún menos de aproximadamente 0.01 segundos de antigüedad. Vamos a echar un vistazo a algunas de estas ideas más adelante en este capítulo, pero por ahora, queremos comenzar con situaciones algo más familiares.
Para cuando el universo tenía 0.01 segundos de antigüedad, consistía en una sopa de materia y radiación; la materia incluía protones y neutrones, sobras de un universo aún más joven y caluroso. Cada partícula colisionó rápidamente con otras partículas. La temperatura ya no era lo suficientemente alta como para permitir que los fotones colisionantes produjeran neutrones o protones, sino que era suficiente para la producción de electrones y positrones (Figura\(\PageIndex{4}\)). Probablemente también hubo un mar de partículas subatómicas exóticas que luego jugarían un papel como materia oscura. Todas las partículas se tambaleaban por sí solas; todavía hacía demasiado calor para que protones y neutrones se combinaran para formar los núcleos de los átomos.
Piense en el universo en este momento como un caldero herviente, con fotones colisionando e intercambiando energía, y a veces siendo destruidos para crear un par de partículas. Las partículas también colisionaron entre sí. Frecuentemente, una partícula de materia y una partícula de antimateria se encontraron y se convirtieron entre sí en una explosión de radiación de rayos gamma.
Entre las partículas creadas en las primeras fases del universo se encontraba el neutrino fantasmal (ver The Sun: A Nuclear Powerhouse), que hoy interactúa muy raramente con la materia ordinaria. En las condiciones de hacinamiento del universo muy temprano, sin embargo, los neutrinos se encontraron con tantos electrones y positrones que experimentaron interacciones frecuentes a pesar de su naturaleza “antisocial”.
Para cuando el universo tenía poco más de 1 segundo de antigüedad, la densidad había bajado hasta el punto en que los neutrinos ya no interactuaban con la materia sino que simplemente viajaban libremente por el espacio. De hecho, estos neutrinos deberían estar ahora a nuestro alrededor. Ya que han estado viajando por el espacio sin obstáculos (y por lo tanto sin cambios) desde que el universo tenía 1 segundo de antigüedad, las mediciones de sus propiedades ofrecerían una de las mejores pruebas del modelo Big Bang. Desafortunadamente, la propia característica que los hace tan útiles —el hecho de que interactúen tan débilmente con la materia que hayan sobrevivido inalterados por todos menos el primer segundo del tiempo— también los hace incapaces de medirse, al menos con las técnicas actuales. Quizás algún día alguien idee una manera de capturar a estos esquivos mensajeros del pasado.
Forma de Núcleos Atómicos
Cuando el universo tenía unos 3 minutos de antigüedad y su temperatura bajaba a unos 900 millones de K, se podían combinar protones y neutrones. A temperaturas más altas, estos núcleos atómicos habían sido destruidos inmediatamente por interacciones con fotones de alta energía y por lo tanto no pudieron sobrevivir. Pero a las temperaturas y densidades alcanzadas entre 3 y 4 minutos después del inicio, el deuterio (un protón y un neutrón) duró lo suficiente como para que las colisiones pudieran convertir parte de él en helio, (Figura\(\PageIndex{4}\)). En esencia, todo el universo actuaba como lo hacen los centros de las estrellas en la actualidad, fusionando nuevos elementos a partir de componentes más simples. Además, también se podría formar un poco de elemento 3, litio.
Sin embargo, este estallido de fusión cósmica fue sólo un breve interludio. A 4 minutos después del Big Bang, más helio estaba teniendo problemas para formar. El universo aún se estaba expandiendo y enfriando. Después de la formación de helio y algo de litio, la temperatura había bajado tanto que la fusión de núcleos de helio en elementos aún más pesados no pudo ocurrir. No se pudieron formar elementos más allá del litio en los primeros minutos. Ese periodo de 4 minutos fue el final de los tiempos en que todo el universo era una fábrica de fusión. En el universo fresco que conocemos hoy, la fusión de nuevos elementos se limita a los centros de las estrellas y a las explosiones de supernovas.
Aún así, el hecho de que el modelo Big Bang permita la creación de una buena cantidad de helio es la respuesta a un misterio de larga data en la astronomía. En pocas palabras, simplemente hay demasiado helio en el universo para ser explicado por lo que sucede dentro de las estrellas. Todas las generaciones de estrellas que han producido helio desde el Big Bang no pueden dar cuenta de la cantidad de helio que observamos. Además, incluso las estrellas más antiguas y las galaxias más distantes muestran cantidades significativas de helio. Estas observaciones encuentran una explicación natural en la síntesis del helio por el propio Big Bang durante los primeros minutos de tiempo. Estimamos que se fabricó 10 veces más helio en los primeros 4 minutos del universo que en todas las generaciones de estrellas durante los siguientes 10 a 15 mil millones de años.
Estas bonitas animaciones que explican la forma en que diferentes elementos formados en la historia del universo son del sitio Orígenes de los Elementos de la Universidad de Chicago.
Aprendiendo del Deuterio
Podemos aprender muchas cosas de la forma en que el universo primitivo hizo núcleos atómicos. Resulta que todo el deuterio (un núcleo de hidrógeno con un neutrón en él) en el universo se formó durante los primeros 4 minutos. En las estrellas, cualquier región lo suficientemente caliente como para fusionar dos protones para formar un núcleo de deuterio también es lo suficientemente caliente como para cambiarlo aún más, ya sea destruyéndolo a través de una colisión con un fotón energético o convirtiéndolo en helio a través de reacciones nucleares.
La cantidad de deuterio que se puede producir en los primeros 4 minutos de creación depende de la densidad del universo en el momento en que se formó el deuterio. Si la densidad fuera relativamente alta, casi todo el deuterio se habría convertido en helio a través de interacciones con protones, tal como lo es en las estrellas. Si la densidad fuera relativamente baja, entonces el universo se habría expandido y adelgazado lo suficientemente rápido como para que algo de deuterio hubiera sobrevivido. La cantidad de deuterio que vemos hoy nos da así una pista de la densidad del universo cuando tenía unos 4 minutos de antigüedad. Los modelos teóricos pueden relacionar la densidad entonces con la densidad ahora; así, las mediciones de la abundancia de deuterio hoy en día pueden darnos una estimación de la densidad de corriente del universo.
Las mediciones del deuterio indican que la densidad actual de la materia ordinaria —protones y neutrones— es aproximadamente\(5 \times 10^{–28} \text{ kg/m}^3\). El deuterio sólo puede proporcionar una estimación de la densidad de la materia ordinaria porque la abundancia de deuterio está determinada por las partículas que interactúan para formarla, es decir, protones y neutrones solos. Por la abundancia de deuterio, sabemos que no hay suficientes protones y neutrones presentes, por un factor de alrededor de 20, para producir un universo de densidad crítica.
Sabemos, sin embargo, que hay partículas de materia oscura que se suman a la densidad general de materia del universo, que entonces es más alta de lo que se calcula solo para la materia ordinaria. Debido a que las partículas de materia oscura no afectan la producción de deuterio, la medición de la abundancia de deuterio no puede decirnos cuánta materia oscura existe. La materia oscura está hecha de algún tipo exótico de partícula, aún no detectada en ningún laboratorio terrestre. Definitivamente no está hecho de protones y neutrones como los lectores de este libro.
Resumen
Lemaître, Alpher y Gamow primero elaboraron las ideas que hoy se llaman la teoría del Big Bang. El universo se enfría a medida que se expande. La energía de los fotones está determinada por su temperatura, y los cálculos muestran que en el universo cálido y temprano, los fotones tenían tanta energía que cuando chocaron entre sí, podían producir partículas materiales. A medida que el universo se expandió y se enfriaba, primero se formaron protones y neutrones, luego llegaron electrones y positrones. A continuación, las reacciones de fusión produjeron núcleos de deuterio, helio y litio. Las mediciones de la abundancia de deuterio en el universo actual muestran que la cantidad total de materia ordinaria en el universo es solo alrededor del 5% de la densidad crítica.
Glosario
- deuterio
- una forma de hidrógeno en la que el núcleo de cada átomo consiste en un protón y un neutrón
- fusión
- la construcción de núcleos atómicos más pesados a partir de núcleos más ligeros
- litio
- el tercer elemento de la tabla periódica; se fabricaron núcleos de litio con tres protones y cuatro neutrones durante los primeros minutos de la expansión del universo