La génesis o creación del universo

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¿Qué puede ser más interesante que el problema de la Génesis del Universo primitivo?. ¿Y si pudiéramos saber lo que pasó en la primera centésima de segundo? ; porque en ese momento  la teoría de las partículas elementales se une a los problemas de la cosmología general.   Es una cosa importantísima poder decir cómo era el Universo al final del primer segundo y después en el primer minuto o el primer año.

En el comienzo hubo una gran  y súbita expansión de una especie de pequeñísima burbuja de vacío. De la nada surgió toda la materia y energía del universo.  No fue una explosión como las que conocemos en la Tierra, que parten de un centro definido y se expanden hasta abarcar una parte más o menos grande del aire circundante, sino una expansión que se produjo simultáneamente en todas partes, llenando todo el espacio desde el comienzo y en la que toda partícula de materia se alejó rápidamente de toda otra partícula. “Todo el espacio”, en este contexto,  significa  la totalidad de un Universo finito que se curva sobre sí mismo como la superficie de una esfera.

Al cabo de una centésima de segundo aproximadamente, que es el momento más primitivo del que podemos hablar con cierta seguridad, la temperatura del Universo fue de unos cien mil millones  de grados centígrados. Se trata de un calor mucho mayor aún que el de la estrella más caliente, tan grande, en verdad, que no pueden mantenerse unidos los componentes de la materia ordinaria: moléculas, átomos o siquiera núcleos de átomos. En cambio, la materia separada en esta explosión consistía en diversos tipos de las llamadas partículas elementales, que son el objeto de estudio de la moderna física nuclear de altas energías.

Un tipo de partícula que estaba presente en gran cantidad era el electrón, la partícula con carga negativa que fluye por los cables en la corriente eléctrica y constituye las partes exteriores de todos los átomos y moléculas del Universo actual. Otro tipo de partícula que abundaba en tiempos primitivos era el positrón, una partícula de carga positiva que tiene exactamente la misma masa que el electrón. En el Universo actual, sólo se encuentran positrones en los laboratorios de altas energías, en algunas especies de radiactividad y en los fenómenos astronómicos violentos, como los rayos cósmicos y las supernovas, pero en el Universo primitivo el número de positrones era casi exactamente igual al número de electrones.

Además de los electrones y los positrones, había cantidades similares de diversas clases de neutrinos, fantasmales partículas que carecen de masa y carga eléctrica. Finalmente, el Universo se llenó de luz. No debemos considerar a ésta separadamente de las partículas, pues la teoría cuántica nos dice que la luz consiste en partículas de masa cero y carga eléctrica cero llamadas fotones. (Cada vez que un átomo del filamento de una bombilla eléctrica pasa de un estado de alta energía a otro de baja energía se emite un fotón. Hay tantos fotones que salen de una bombilla eléctrica que parecen fundirse en una corriente continua de luz, pero una célula fotoeléctrica puede contar fotones individuales, uno por uno).

Para describir la luz que llenó el Universo primitivo, podemos decir que el número y la energía media de los fotones eran aproximadamente los mismos que los de electrones, positrones o neutrinos. Estas partículas —electrones, positrones, neutrinos y fotones— eran “creadas continuamente a partir de la energía pura”, y después de una corta vida eran aniquiladas nuevamente. Su número, por lo tanto, no estaba prefijado, sino que lo determinaba el balance entre los procesos de creación y de aniquilamiento. De este balance, podemos inferir que la densidad de esta sopa cósmica a una temperatura de cien mil millones de grados era unos cuatro mil millones de veces mayor que la del agua. Hubo también una pequeña contaminación de partículas más pesadas, protones y neutrones, que en el mundo actual son los constituyentes de los núcleos atómicos.

Las proporciones eran, más o menos, de un protón y un neutrón por cada mil millones de electrones, positrones, neutrinos o fotones. Este número —mil millones de fotones por partícula nuclear— es la cantidad crucial que tuvo que ser derivada de la observación para elaborar el modelo estandar del Universo. En efecto, el descubrimiento del fondo de radiación cósmica fue una medición de esa magnitud. 

A medida que la expansión continuó, la temperatura disminuyó, hasta llegar a los treinta mil millones  de grados centígrados después de una décima de segundo, diez mil millones de grados después de un segundo y tres mil millones de grados después de unos catorce segundos. Esta temperatura era suficientemente baja como para que los electrones y positrones comenzaran a aniquilarse más rápidamente de lo que podían ser recreados a partir de los fotones y los neutrinos.

La energía liberada en este aniquilamiento de materia hizo disminuir temporalmente la velocidad a la que se enfriaba el Universo, pero la temperatura continuó cayendo, para llegar a los mil millones de grados al final de los tres primeros minutos. Esta temperatura fue entonces suficiente para que los protones y neutrones comenzaran a formar núcleos complejos, comenzando con el núcleo del hidrógeno pesado (o deuterio), que consiste en un protón y un neutrón. La densidad era aún bastante elevada (un poco menor que la del agua), de modo que estos núcleos ligeros pudieron unirse rápidamente en el núcleo ligero más estable, el del helio, que consiste en dos protones y dos neutrones.  Al final de los tres primeros minutos, el Universo contenía principalmente luz, neutrinos y antineutrinos. Había también una pequeña cantidad de material nuclear, formado ahora por un 73 por ciento de hidrógeno y un 27 por ciento de helio, aproximadamente, y por un número igualmente pequeño de electrones que habían quedado de la época del aniquilamiento entre electrones y positrones.

Esta materia siguió separándose y se volvió cada vez más fría y menos densa. Mucho más tarde, después de algunos cientos de miles de años, se hizo suficientemente fría como para que los electrones se unieran a los núcleos para formar átomos de hidrógeno y de helio. El gas resultante, bajo la influencia de la gravitación, comenzaría a formar agrupamientos que finalmente se condensarían para formar las galaxias y las estrellas del Universo actual. Lo sorprendente es que los ingredientes con los que empezarían su vida las estrellas serían exactamente los preparados en los tres primeros minutos, como si se escondiera detrás de todo una fuerte idea de finalidad, un diseño predefinido, compatible con cierto nivel de aparente caos.

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