Daniel Cano-Ott

"En el principio creó Dios los cielos y la Tierra" (y después todo lo demás)

Una teoría simple, clara y concisa, pero poco o nada satisfactoria para las mentes curiosas.

Figura 1. Recreación artística del Big Bang.

Otra explicación algo más irónica y razonada sobre el origen del universo y sus consituyentes nos la proporcionó George Gamow (en su autobiografía My world line):

En el principio Dios creó la radiación y el ylem (1). [Entonces Dios empezó a dar nombre a los elementos] y con la excitación del momento, Dios olvidó crear el número cinco, y por eso no pudieron formarse elementos más pesados. Dios estaba muy contrariado y primero quiso contraer el universo de nuevo, y empezarlo todo desde el principio. Pero eso sería demasiado simple. Así que, siendo todopoderoso, Dios decidió corregir su error de la manera más imposible. Y Dios dijo: "hágase Hoyle". Y allí apareció Hoyle. Y Dios miró a Hoyle...Y le dijo que fabricara los elementos de cualquier forma que a él le complaciera. Y Hoyle decidió fabricar los elementos pesados en las estrellas y esparcirlos a todos lugares mediantes las explosiones de supernovas.


La verdad es algo más complicada de formular y, en cierta medida, puede que inalcanzable. Sin embargo, es perfectamente factible aportar algo de luz racional sobre una cuestión tan íntimamente ligada al ser humano: ¿de qué estamos hechos?. El origen de los elementos químicos que constituyen nuestro mundo y la explicación de sus abundancias (relativas) son cuestiones centrales de la cosmología y la astrofísica. La respuesta proviene del ámbito de la física nuclear.

En 1930, el físico alemán Hans Bethe dio uno de los pasos esenciales al descubrir (junto a otros) el papel del carbono en el mecanismo de producción de energía de las estrellas. No es casualidad que Bethe recibiera en 1967 el premio Nobel de física por sus aportaciones en el campo de la nucleosíntesis estelar. Otro físico nuclear alemán, Carl Friedrich von Weizsäcker, resumió la visión dominante en 1939: no es posible crear de manera significativa elementos más pesados del helio dentro una estrella; hay por tanto que asumir que los elementos pesados fueron formados antes que las estrellas. Aunque dicha conjetura no sea del todo cierta (faltaban demasiadas piezas en el rompecabezas en aquellos tiempos), tuvo el gran efecto de estimular la búsqueda de otros mecanismos de nucleosíntesis.

En 1942, George Gamow comenzó a hablar del origen de los elementos en el big-bang (2). En 1948, Gamow y su entonces estudiante Ralph A. Alpher dieron un paso definitivo con un ya clásico artículo apodado "alpha-beta-gamma" (3, y les recominedo que lean la anécdota a pie de página sobre el origen del nombre). El artículo proponía que los elementos químicos de la tabla periódica se formaron en el universo primigenio mediante una rápida serie de capturas neutrónicas y desintegraciones beta. Dicho análisis fue posible, entre otras cosas, gracias a las medidas de reacciones neutrónicas realizadas en el laboratorio de Los Alamos, dentro del proyecto Manhattan.

Chushiro Hayashi, Enrico Fermi y Anthony Turkevich realizaron numerosas críticas constructivas al mecanismo propuesto por Gamow y Alpher (4, 5). En particular,  que la producción de elementos más pesados del litio durante el big bang no fue posible porque los núcleos inmediatamente más pesados 5 y 6 nucleones son inestables. En 1953, Alpher, Herman y Follin (6) propusieron el modelo de nuclesíntesis más completo hasta la fecha y calcularon la evolución del universo durante los 10 primeros minutos tras el big bang. Su artículo se considera germinal para la cosmología moderna y confirmó que el proceso de nucleosíntesis primordial no formó elementos de la tabla periódica más allá del helio (con la excepción de unas pequeñas cantidades de Li y Be). Veamos cómo se originaron los más ligeros...

Durante la primera décima de segundo tras el big bang, la temperatura del universo era tan elevada que el número de protones permanecía en equilibrio con el número de neutrones a través de las reacciones indicadas en la ecuación 1. Las pequeñas diferencias de masa entre el neutrón (939.566 MeV = 1.6749·10^-27 kg) y el protón (938.272 MeV = 1.6726·10^-27 kg) apenas jugaban papel alguno y neutrones y protones nacían y morían a igual ritmo.
 

El universo se expandía y enfriaba rápidamente. Al cabo del primer segundo, la temperatura ya había descendido lo suficiente como para romper el equilibrio anterior. Siguiendo el mecanismo propuesto en la ecuación 2, los neutrones libres continuaron desintegrándose en protones (p), electrones (e-) y  antineutrinos (designado por la letra griega nu). Sin embargo, su formación quedó suprimida porque los protones libres ya no podían extraer del medio la energía necesaria para aumentar su masa (a través de la ley E=mc²) y transformarse en un neutrón.


De no ser por las reacciones nucleares, los neutrones hubiesen desaparecido en pocos minutos y el universo hubiese quedado formado exclusivamente por protones. Pero aproximadamente 1/6 lograron sobrevivir formando deuterio, una forma más pesada de hidrógeno constituida por un protón y un neutrón, a través de la reacción en la  ecuación 3.


Dicha reacción puede leerse también en sentido inverso (reacción de fotodisociación): el deuterio se disocia en un protón y un neutrón al ser bombardeado con un fotón (representados por la letra griega gamma) de suficiente energía. Tal disociación compitió con la producción durante unos minutos, hasta que la temperatura del universo descendió lo suficiente para hacerla energéticamente imposible.


Una vez estabilizado el deuterio, las reacciones indicadas en la ecuación 4 comenzaron a tener mayor relevancia y permitieron crear los núcleos de helio ligero (³He), helio normal (⁴He) y una forma radioactiva de hidrógeno llamada tritio (³H). Reducida aún más la temperatura, otras reacciones de formación indicadas en la ecuación 5 continuaron con la nucleosíntesis.


Finalmente, la fusión del deuterio en ⁴He descrita en la ecuación 6 cesó cuando la temperatura del universo disminuyó por debajo de la energía de repulsión electrostática entre los dos núcleos de deuterio. Con ella se detuvo la nucleosíntesis primordial y quedaron las fecundas las cenizas del big bang. La gravedad se encargaría de volver a encender los hornos nucleares, pero para ello tendría que pasar algún tiempo.


El siguiente vídeo escenifica visualmente el proceso de formación de núcleos ligeros a partir de los neutrones y protones descrito anteriormente.

En la figura 2 se puede apreciar la evolución de las abundancias de los protones (p), neutrones (n), deuterio (²H), ³H, ³He, ⁴He, berilio-7 (⁷Be) e isótopos del litio a medida que el universo se fue enfriando. Nótese como los neutrones comenzaron a desaparecer para temperaturas inferiores a los mil millones de Kelvin, momento que concide con la aparición de los núcleos compuestos.


La nucleosíntesis primordial no desveló el misterio sobre origen del resto de elementos químicos. Hubo que esperar hasta 1957, cuando Sir Frederick (Fred) Hoyle, E. Margaret y Geoffrey Burbidge y William Fowler demostraron, en paralelo e independientemente de A.G.W.Cameron, que los elementos pesados son fraguados en el interior de las estrellas (bajo condiciones muy diferentes a las propuestas por Weizsäcker y otros). Éste será el tema para un siguiente artículo... La génesis de los elementos (II): forjas en el cosmos.

Referencias
(1) ylem: término acuñado por el físico George Gamow para definir un sustancia primordial o estado condensado de materia producido justo después del big bang.
(2) Gamow, G. 1946, Phys. Rev. 70, 571.
(3) Alpher, R. A., H. Bethe and G. Gamow. “The Origin of Chemical Elements,” Physical Review, 73 (1948), 803. Gamow poseia un enorme sentido del humor y decidió incluir el nombre de Hans A. Bethe a la lista de autores inicial Alpher - Gamow para emular la simetría alfabética griega "alpha-beta-gamma". El resultado ya lo conocen.
(4) Alpher, R.A. and Herman, R.C. 1950, Rev. Mod. Phys. 22, 153.(5) Hayashi, C. 1950, Prog. Theor. Phys. 5, 224.(6) Alpher, R.A., Follin, J.W. and Herman, R.C. 1953, Phys. Rev. 92, 1347.
(7) S. Weinberg. Los tres primeros minutos del universo.