El Principio del Universo: Desde las partículas hasta las estrellas

El Principio del Universo: Desde las partículas hasta las estrellas

Hay algo fascinante en la ciencia: con una mínima inversión en hechos se obtienen grandes rendimientos en conjeturas

— Mark Twain, Vida en el Mississippi

Introducción

Como bien podrá intuir el lector, mis conocimientos sobre cosmología se limitan a lo que soy capaz de entender de diferentes libros y blogs sobre el tema; contenidos que, por una parte, eran muy pocos los que había leído antes de adentrarme a escribir esto.

En mi proceso de documentación, me he topado con una gran dificultad a la hora de encontrar una cronología del Big Bang estándar. En la mayoría de mis fuentes no hay fechas, periodos y datos claramente establecidos, además de haber numerosas contradicciones. Esto en parte es normal, debido a que el principio del universo sigue siendo algo en debate y en el que todavía falta mucho por conocer y aclarar. Por ejemplo: no se sabe qué ocasionó la superioridad de la materia sobre la antimateria en esta etapa primigenia, ni tampoco se sabe en qué momento aparece por primera vez la materia oscura.

He intentado escribir siendo conciso y claro, pero tampoco me he podido permitir aclarar o desarrollar cada tema lo deseado pues sino este texto me llevaría demasiado tiempo. En ningún momento hablo de la materia oscura, el inflatón o el bosón de Higgs, y no me extiendo mucho en la antimateria, la simetría, los neutrinos, las teorías de la relatividad, etc. Aunque estos temas sean sumamente interesantes, también son complejos y su desarrollo completo llevaría muchas líneas. Pero no descarto la posibilidad de que en un futuro escriba sobre la teoría de la relatividad especial.

Por último, he de decir que originalmente tenía pensado hablar desde principio del universo hasta la formación de nuestro sistema solar, hablar un poco de nuestro Sol y acabar con su muerte, la formación de enanas blancas y los agujeros negros. Por desgracia o por fortuna, la cronología del Big Bang es muy extensa, más de lo que esperaba. Por tanto, pensé en dividir esto en dos partes: la primera sobre el principio del universo y la segunda sobre su final.

Por lo pronto, lo único que espero de este texto es que sea mínimamente interesante e instructivo.

El Big Bang

Todo comenzó con una gran explosión, no como las de la Tierra —que parten de un centro y se expanden hasta abarcar un área determinada—, fue una explosión que se produjo simultáneamente en todas partes hace unos 13.7 mil millones de años.

La Época de Planck

El universo se encuentra concentrado en una región de longitud 10−3510^{-35} metros (102510^{25} veces más pequeño que un átomo) y a una temperatura de 103210^{32} kelvin (102910^{29} veces la temperatura de nuestro Sol). Aquí está la frontera donde el concepto de tiempo tiene sentido, un momento donde el universo está en perfecta simetría, la relatividad general y el modelo estándar son incompatibles y las leyes físicas no se cumplen1. Las cuatro fuerzas fundamentales —la fuerza electromagnética, la fuerza nuclear fuerte, la fuerza nuclear débil y la fuerza gravitatoria— se encuentran unificadas, todas en una única fuerza fundamental o «fuerza madre», pero no por mucho.

La Época de la Gran Unificación

La época de Planck ha terminado y se da una transición de fase2, esta comprende desde los 10−4310^{-43} hasta los 10−3610^{-36} primeros segundos del universo, que ahora se encuetra a una temperatura de 102710^{27} kelvin.

En estos momentos el universo ha comenzado su proceso de expansión y se ha enfriado lo suficiente para permitir que la fuerza gravitatoria se separe de las otras fuerzas fundamentales —ahora formando una única fuerza llamada fuerza electrofuerte—, esto supone la primera de las rupturas de la simetría, que a su vez conllevará la aparición de las primeras partículas fundamentales (véase el Apéndice).

La Época Inflacionaria

Entre los 10−3610^{-36} y los 10−3210^{-32} segundos, a una temperatura de 102210^{22} kelvin, el universo se ha enfriado lo suficiente como para que la fuerza nuclear fuerte se separe de las otras dos —que ahora forman una única fuerza llamada fuerza electrodébil3. Esta separación provocó una ruptura de la simetría que supuso una muy rápida e inmensa liberación de energía4. Esta liberación de energía provocó la «inflación cósmica», proceso por el cual el universo se expandió de manera exponencial en un factor de 102610^{26} en menos de una fracción de segundo. Se pasó de un universo más pequeño que un protón a uno del tamaño aproximado de una uva5. Un universo donde todavía no existía la materia y donde solo habían fuerzas: bosones, gluones y, si existen, gravitones.

La Época Electrodébil

Esta época se superpone ligeramente con la época inflacionaria pues comprende desde los primeros 10−3610^{-36} hasta los 10−1210^{-12} segundos desde el principio del universo, a una temperatura de 101510^{15} kelvin, y es el principio del universo tal y como lo conocemos hoy día al ser la transición de fase asociada a la separación de todas la fuerzas fundamentales.

El universo se ha enfriado lo suficiente como para que la fuerza débil y la fuerza electromagnética se separen, provocando otra ruptura de la simetría, y formándose así los bosones W y Z —que suponen la primera aparición de masa en el universo— y los fotones, que no tienen masa6.

La Época del Quark

Acaba la época electrodébil y da comienzo la época del quark, que comprende desde los 10−1210^{-12} hasta los 10−510^{-5} primeros segundos del universo, que ahora se encuentra a una temperatura de 101210^{12} kelvin y tiene unos 101210^{12} metros de diámetro.

La energía que se liberó en la época anterior se ha transformado y empieza a diambular en forma de un plasma de partículas y antipartículas7. Esta mezcla supercaliente y densa —3.8 mil millones de veces la densidad del agua (Weinberg, 2016)— está compuesta principalmente de quarks y gluones libres —conocida también como «sopa de quarks»— y se distribuye uniformemente por todo el universo. La existencia de los quarks y los gluones supondría la existencia de protones y neutrones, pero la energía de este plasma es mayor que la energía necesaria para romper estas partículas que, tan pronto se forman, se destruyen.

La Época del Hadrón

Entre los 10−510^{-5} primeros segundos y el primer segundo, a una temperatura de 101010^{10} kelvin, el plasma del universo se ha enfriado lo suficiente como para que se empiecen a formar los primeros hadrones y leptones.

Se crearán unos siete protones por neutrón8, pero los neutrones libres son inestables y se descomponen en protones más estables; aunque no son los únicos. Los mesones tambien son muy inestables y se desintegran en dos nuevas partículas: un neutrino muónico y un antimuón9 —este último, al contrario que el neutrino, es muy inestable—.

A esta temperatura, los fotones de rayos gamma10 pueden reaccionar entre sí y formar dos partículas: electrones y positrones (aka antielectrones) en partes iguales.

Los quarks y los antiquarks se aniquilan mutuamente, pero un suceso desconocido provocó que esta aniquilación entre los quarks y antiquarks acabara con un excedente de quarks. La materia se habre paso sobre la antimateria.

La Época Leptónica

Esta época abarca desde el primer segundo de vida del universo, a una temperatura de 10910^{9} kelvin y unas mil veces el tamaño de nuestro sistema solar, hasta los diez primeros segundos.

La aniquilación entre los hadrones y los antihadrones ha dejado unos cuantos hadrones diambulando por ahí, además de leptones, antileptones y fotones.

Los leptones y antileptones se van aniquilando unos a otros y liberando fotones de rayos gamma, es decir:

e−+e+↔γe^- + e^+ \leftrightarrow \gamma

, donde e−e^- es un electrón, e+e^+ un positrón y γ\gamma es un fotón de rayos gamma. Pero otro suceso desconocido provocó que haya un excedente de electrones sobre positrones. Además, el resto de leptones —muones y taus— son tan inestables que se descomponen acabando en un estado de energía mucho más bajo, en electrones.

Los protones empezaban a atraer neutrones, pero los fotones de rayos gamma impedían que estos formaran núcleos.

La Nucleosíntesis

Entre los diez primeros segundos y los veinte primeros minutos, el plasma del universo desciende su temperatura hasta los 10710^{7} kelvin, lo suficiente como para que se empiezen a formar los primeros «núcleos complejos».

Los protones (1H^1\mathrm{H}) y neutrones se combinan a través de la fusión nuclear 11 para formar, en primer lugar, deuterio —isótopo de hidrógeno con un protón y un neutrón, 2H^2\mathrm{H}—, liberando a su vez un positrón y un neutrino; después el deuterio se fusionará con un protón para formar helio-3 —dos protones y un neutrón, 3He^3\mathrm{He}—, liberando otro fotón de rayos gamma; y por último, dos helio-3 se fusionarán para formar helio-4 —dos protones y dos neutrones, 4He^4\mathrm{He}—, liberando dos protones (figura 4, Apéndice). Este proceso de fusión nuclear, es el mismo proceso que ocurre en el núcleo de nuestro Sol.

En esta época, no solo los isótopos de hidrógeno y helio aparecen, también se van formando isótopos de litio y berilio, pero en mucha menor cantidad.

La Era Fotónica

La era fotónica se superpone ligeramente con la era de la nucleosíntesis, porque se encuentra entre los diez primeros segundos y los primeros 37900 años del universo, a una temperatura de 4000 kelvin. Durante este periodo los fotones dominarán la energía del universo.

El universo en estos momentos es un plasma hirviente de nucleos atómicos, electrones y fotones. Los fotones en este periodo estarán interactuando constantemente con los electrones. Esta constante interacción provocó que el universo fuese completamente opaco, porque los fotones no podían fluir libremente. En el caso del hidrógeno, la interacción con los fotones sería tal que así:

H+γ↔p+e−\mathrm{H} + \gamma \leftrightarrow p + e^-

, donde H\mathrm{H} es un átomo de hidrógeno.

La Recombinación

12 Esta nueva etapa abarca desde los 18000 hasta los 379000 primeros años del universo, a una temperatura de 3000 kelvin y con un radio de 42 millones de años luz.

Durante esta etapa, el plasma que cubria todo el universo se fue enfriando lo suficiente como para que la fusión nuclear dejase de ser posible y se dejaran de formar núcleos complejos, empezando así a formarse los primeros átomos neutros.

A los 379000 años, el plasma se enfrió lo suficiente como para que los electrones dejasen de interactuar con los fotones de rayos gamma de manera definitiva, así estos empezaron a poder fluir libremente por el univeso.

En esta etapa el universo se volvió transparente por la liberación de fotones de rayos gamma. Conforme fueron transcurriendo los milenios, estos fotones superenergéticos y con muy poca longitud de onda, empezaron “enfriarse” y perder energía. Hoy día podemos detectar estos fotones y observar como fue el universo en esta etapa primigenia, que es lo que se conoce como la radiación del fondo cósmico de microondas 13 (figura 5, Apéndice).

Esta etapa acaba con la formación de los primeros átomos de hidrógeno y helio, que acabarán llenando el universo de una niebla de aproximadamente 75% H\mathrm{H} y 25% He\mathrm{He}.

La Edad Oscura

Entre los 379000 y los primeros 150 millones de años de vida del universo, a una temperatura de 60 kelvin, este se vuelve complemamente oscuro para el ojo humano pues, conforme la temperatura disminuyó y el universo se expandió, la radiación cósmica cambió a infrarrojo.

El universo se llenó de una nube de gas casi uniforme compuesta principalmente de átomos de hidrógeno. Poco a poco y con el pasar del tiempo, estos átomos comenzarían a atraerse formando las primeras moléculas, H2\mathrm{H}_2. Estas a su vez empezarán a formar enormes bosques de gas de hidrógeno y helio, aunque estos se acabarían fragmentando en inmensas nubes de entre cien mil y un millón de veces la masa del Sol, pudiendo llegar a tener un diámetro de entre 30 y 100 años luz (Whitehouse, 2006).

La Era de las Estrellas

Da comienzo la era de las estrellas, comprendida entre los primeros 150 millones de años del universo hasta nuestros días.

En algún momento una niebla de gas de hidrógeno comenzará a colapsar bajo la fuerza de la gravedad: rotará, se calentará lo suficiente como para fusionar hidrógeno en helio y brillará; un brillo unas diecisiete veces mayor que el de nuestro Sol.

Estas primeras estrellas se conocen como estrellas de Población III. Las estrellas de Población III son extremadamente brillantes y calientes, además de ser supermasivas —unas cientos de veces la masa de nuestro Sol—; por esto último es que agotan rápidamente su combustible y explotan en supernovas. Pero antes de que una estrella de Población III muera, en su núcleo se produjo un proceso llamado nucleosíntesis estelar, que ocasionó la aparición de los primeros metales pesados; todos estos nuevos elementos formarían parte de la siguiente generación de estrellas, las estrellas de Población II.

Las primeras galaxias se piensa que aparecieron alrededor de los primeros mil millones de años después del Big Bang. Estas protogalaxias serían cúmulos enormes de gases de hidrógeno y helio donde, conforme el universo se iba enfriando, se irían formando espacios más densos que otros que después formarían las primeras estrellas. Pero en esta estapa hay más que estrellas y galaxias.

Las estrellas supermasivas, al morir, explotan en supernovas y se convierten en una estrella de neutrones o en un agujero negro —un espacio en el universo en el que la fuerza gravitatoria es tan brutal que ni siquiera la luz puede escapar de él—. Los agujeros negros fueron durante muchos años vistos como una curiosidad consecuencia de la relatividad general, no se creía que algo así podría existir en la realidad. Hoy día hemos sido capaces de fotografiar a dos agujeros negros: M87 y Sagitarius A*, este último se encuentra en el centro de nuestra galaxia y es más de cien mil millones de veces más masivo que la Tierra.

Apéndice

Las partículas fundamentales (figura 1) son los constituyentes básicos a partir de los cuales se forman todas las cosas materiales; o, lo que es lo mismo, son las partículas que no pueden ser descompuestas en partes constituyentes (Gribbin, 1997). Existen dos partículas fundamentales en la naturaleza: los fermiones y los bosones.

Los fermiones están caracterizados por tener un número de espín fraccionario y, por tanto, cumplir el principio de exclusión de Pauli. Además, los fermiones están clasificados en quarks: up (que tienen carga +2/3+2/3), down (que tienen carga −1/3-1/3), top, bottom, etc; y en leptones: electrones, muones, taus y sus neutrinos. Las diferentes combinaciones de tres quarks forman bariones: protones (up + up + down), neutrones (down + down + up), etc; y las diferentes combinaciones de quarks y antiquarks forman mesones. A todo lo que está formado por quarks y antiquarks se le llama hadrón, luego como la materia está conformada principalmente de protones y neutrones, también se le puede llamar materia hadrónica.

Las bosones son las partículas portadoras de las fuerzas fundamentales (también llamadas interacciones fundamentales). Al contrario que los fermiones, los bosones se caracterizan por tener un espín entero, luego no cumplen el principio de exclusión de Pauli. Todas las fuerzas fundamentales están asociadas a estas partículas: los bosones Z y W con la fuerza nuclear débil, los gluones con la fuerza nuclear fuerte —la que mantiene unidos a los quarks que forman los protones y los neutrones—, los fotones con la fuerza electromagnética y el hipotético gravitón con la fuerza gravitatoria.

Figura 1: Esquema de algunas partículas fundamentales

Figura 1: Esquema de algunas partículas fundamentales

Figura 2: Esquema indicando la masa, carga, grupo y extrañesa de las partículas fundamentales

Figura 2: Esquema indicando la masa, carga, grupo y extrañesa de las partículas fundamentales

Figura 3: Imagen del espectro electromagnético, sus longitudes de onda, la escala aproximada de estas, su frecuencia, su temperatura y si penetran la atmósfera

Figura 3: Imagen del espectro electromagnético, sus longitudes de onda, la escala aproximada de estas, su frecuencia, su temperatura y si penetran la atmósfera

Figura 4: Imagen del proceso de fusión del hidrógeno

Figura 4: Imagen del proceso de fusión del hidrógeno

Figura 5: Fotografía de la radiación del fondo cósmico de microondas

Figura 5: Fotografía de la radiación del fondo cósmico de microondas

Referencias

  1. Feynman, R. P., Leighton, R. B., Sands, M. (1987). Feynman. Física. Volumen I: Mecánica, radiación y calor. Addison-Wesley Iberoamericana, S. A.

  2. Gale, M. (1 de febrero de 2020). Our Universe. Scientific Explorer. http://sciexplorer.blogspot.com/search/label/Our%20Universe

  3. Gribbin, J. (1997). Diccionario del Cosmos. Crítica, S. A.

  4. Hogan, C. J. (2005). El libro del Big Bang. Alianza Editorial, S. A.

  5. Jepsen, T. (s.f.). The First Second of The Universe. http://ffden-2.phys.uaf.edu/webproj/211_fall_2016/Trevor_Jepsen/trevor_jepsen/title_page.html

  6. Peris, J. A. (1987). Diccionario de física. Editorial Alhambra, S. A.

  7. Weinberg, S. (2016). Los primeros minutos del universo. Alianza Editorial, S. A.

  8. Whitehouse, D. (2006). El Sol: Una biografía. Kailas Editorial, S. L.

Notas

  1. El tiempo, la temperatura y la longitud anteriormente mencionadas son algunas de las unidades de Planck. Estos valores fueron calculadas por, sorpresa sorpresa, Max Planck, que los derivó combinando las constantes fundamentales de la física y representan la medida teórica más pequeña (longitud y tiempo) o más grande (temperatura) posible (http://sciexplorer.blogspot.com/2011/01/big-bang.html). Esto significa que todo lo anterior al tiempo de Planck es una singularidad —un lugar donde las leyes de la física no son válidas (Gribbin, 1997). ↩

  2. Una transición de fase es un cambio entre dos estados (Gribbin, 1997). ↩

  3. En 1979, Abdus Salam, Sheldom Glashow y Steven Weinbeg (el escritor de Los tres primeros minutos del universo), ganaron el Premio Nobel por ayudar a proporcionar evidencia directa de que la fuerza nuclear débil y la fuerza electromagnética se combinan en una única fuerza —la fuerza electrodébil— a energías superiores a unos 101410^{14} kelvin (http://sciexplorer.blogspot.com/search/label/Our%20Universe). ↩

  4. Cuando la fuerza gravitatoria se separó de las otras fuerzas también hubo una liberación de energía, pero esta no fue tan brutal como la de la fuerza nuclear fuerte (aka fuerza fuerte). Para que os hagáis idea; la fuerza fuerte es 100 veces más fuerte que la electromagnética, unas 101210^{12} veces más fuerte que la fuerza débil y unas 103810^{38} veces más fuerte que la gravedad (http://sciexplorer.blogspot.com/2011/01/our-universe-part-5-inflationary-epoch.html) (Gribbin, 1997). Otra forma de imaginarse la cantidad de enegía liberada por la segregación de la fuerza fuerte es recordar que la fisión nuclear —el proceso por el cual se «rompen» los núcleos atómicos (los protones y neutrones se mantienen unidos en el núcleo atómico por la fuerza fuerte)— es el principio por el cual funcionan las bombas nucleares. ↩

  5. Este proceso explica por qué el universo actualmente es tan «plano»; el universo fue aplanado por la inflación (Gribbin, 1997). ↩

  6. Cuando se hace referencia a la masa de una partícula, habría que aclarar que es cuando la partícula está en reposo. Que una partícula no tenga masa significa que siempre está en movimiento; en este caso, el fotón se mueve con velocidad constante a unos 3×1083\times 10^{8} metros por segundo (Feynman et al., 1987). En retrospectiva, la masa es la propiedad física que se opone al movimiento y, al ser los fotones las partículas que se mueven a la velocidad teórica máxima, estos no tiene oposición al movimiento, luego no tienen masa. ↩

  7. En 1933, Paul Dirac recibió el Premio Nobel por predecir la existencia de una partícula de igual masa y energía que el electrón, pero de carga opuesta; es decir, un antielectrón. Una amplia gama de leyes físicas parecen ser simétricas, esto dio pie a teorizar con la antimaria, simétrica con la materia, y al descubrimiento de antipartículas. Si una partícula se junta con su antipartícula estas se aniquilarán mutuamente liberando su masa completa en forma de energía; esto último dado por la fórmula de Einstein E=mc2E=mc^2 (Feynman et al., 1987). ↩

  8. Los protones tienen menos masa y menos energía que los neutrones —aunque esta diferencia es muy pequeña (véase la figura 2 del Apéndice)—, lo que favorece su producción (http://sciexplorer.blogspot.com/2011/01/our-universe-part-7-hadron-epoch.html). ↩

  9. Los muones son como los electrones pero 100 veces más masivos y los neutrinos muónicos son los neutrinos asociados a los muones. Hoy día se sabe muy poco de los neutrinos: son leptones, no tienen carga, casi no tienen masa y son muy estables. ↩

  10. Las ondas electromagnéticas —que se transmiten en forma de fotones— se hacen cada vez más energéticas cuanto mayor sea su frecuencia (figura 3, Apéndice), como bien muestra la fórmula de Planck E=hνE=h\nu, donde ν\nu es la frecuencia y hh es la constante de Planck. La luz visible tiene una frecuencia de entre 101410^{14} y 101510^{15} Hz, los rayos gamma tienen una frecuencia de entre 102010^{20} y 102110^{21} Hz; es decir, los rayos gamma son unas diez mil veces más energéticos que la luz visible —por esta misma razón a estos fotones también se les conoce como fotones de alta energía. ↩

  11. Al igual que la fisión nuclear libera energía por la segregación de nucleos atómicos, la fusión nuclear libera energía por la fusión de núcleos atómicos; esto se debe a que la masa del núcleo resultante es menor a la suma de las masas de los núcleos que lo forman, lo que quiere decir que la masa que falta se ha liberado en forma de energía. Hoy día esto es especialmente interesante pues, aunque el desarrollo de reactores de fusión nuclear lleva ya unas décadas, la energía producida por estos reactores todavía no ha superado a la energía necesaria para producirla. ↩

  12. También conocida como Desacoplamiento. ↩

  13. En 1978, Arno Penzias y Robert Wilson, ganaron el Premio Nobel por haber descubierto la radiación del fondo cósmico de microondas en 1965. ↩