BIG BANG FUSION
Cuando los astrónomos observan el cielo, comprueban cómo las galaxias se alejan unas de otras en un universo en expansión. Pero, si pudiéramos hacer retroceder la evolución cósmica aproximadamente 13.800 millones de años, todo se uniría en un punto denso y caliente. A medida que el reloj fuera hacia atrás en el tiempo, estructuras como las galaxias se fundirían en una sopa espesa de gas primordial. Si retrocediésemos aún más, veríamos este gas descomponerse en un hirviente mar de protones, neutrones y otras partículas subatómicas. En este punto, el universo tendría una temperatura de alrededor de 100 mil millones de kelvin y una cucharadita de materia cósmica pesaría más de 100.000 toneladas. Una millonésima de segundo después del Big Bang, la temperatura del universo se habrá enfriado lo suficiente como para que los quarks se fusionen en protones y neutrones que se moverán libremente. Será necesario que el universo comience a expandirse y pase de 1032 a 109 kelvin para que den comienzo las primeras reacciones de fusión. Durante los 3 minutos iniciales se sintetizarán los elementos químicos más ligeros y sencillos de la tabla periódica: el hidrógeno, el helio y escasas cantidades de litio. Después, el universo se expandirá y enfriará tanto que el proceso de generación de nuevos elementos se detendrá durante millones de años, sumergiéndolo en la oscuridad.
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De acuerdo con la teoría más aceptada sobre el origen del Universo, la teoría de la gran explosión, pueden distinguirse tres etapas de creación de núcleos atómicos: la nucleosíntesis primigenia, la estelar y la interestelar. Aunque aún hay muchas preguntas sin responder sobre este tema, los mecanismos de nucleosíntesis más aceptados actualmente poseen un sólido apoyo en observaciones, experimentos y teoría. Todo esto permite explicar el origen y las abundancias relativas de los elementos químicos presentes actualmente en el Universo.
La nucleosíntesis primigenia ocurrió del tiempo cero a apenas unos cuatro minutos después de la llamada Gran Explosión. En estos primeros instantes el Universo era mínimo, inimaginablemente denso y se encontraba a temperaturas mayores que 1027 K pero, al irse expandiendo, la temperatura y la densidad disminuyeron rápidamente.
Las teorías actuales no pueden siquiera proponer qué había en el tiempo cero. Pero a tan sólo fracciones de segundo a partir de este instante, la Física ya puede hacer afirmaciones sustentables.
Los físicos proponen una familia de partículas que hoy en día ya no son estables por sí solas. De algunas se ha demostrado su existencia, otras solamente han sido propuestas pero no observadas.
Un segundo después de la gran explosión la temperatura descendió a 1010 K. En esas todavía muy especiales condiciones, ya se encontraban fotones (γ), positrones (e+), neutrinos (ν), antineutrinos , protones (p+), neutrones (n) y electrones (e−). Sabemos que con las tres últimas partículas se forman los átomos que hoy conocemos, pero a esas enormes temperaturas no se podían juntar para formarlos. Pero al descender la temperatura a 109 K, los protones y los neutrones empezaron a fusionarse para dar origen a los primeros núcleos. El Universo continuó enfriándose, muy rápidamente, favoreciendo la fusión de núcleos ligeros para dar núcleos más pesados. Los procesos fueron los siguientes:
Cuando la temperatura fue lo suficientemente baja (T ~ 4 × 108 K), la repulsión entre núcleos de mayor carga eléctrica fue mayor que la energía térmica de los mismos, impidiendo la creación de núcleos más grandes.
Terminó entonces la llamada nucleosíntesis primigenia. El hidrógeno (1H) y el helio (4He), en proporción 12 a 1, conformaron casi el 100% de los núcleos formados, mientras que en trazas quedaron 2H, 3He, 7Li y muy poco de 7Be.