Geofrik's Blog

Simulación del teórico Big Bang que generó el universo. Autor: desconocido.

Momento 0 – El Big Bang: El Origen del Universo

Según la teoría del Big Bang, todo comenzó hace unos 13.700 ± 200 Ma con una gran explosión. Pero esta no fue una explosión como las que conocemos, que se inician en un punto definido y se expanden hasta abarcar una zona más o menos grande del espacio circundante, sino que se produjo simultáneamente en todas partes (llenando todo el espacio en el comienzo) y en la que cada partícula de materia y energía se alejaba rápidamente del resto. Este espacio puede ser entendido, bien como la totalidad de un universo infinito, o bien como la totalidad de un universo finito que se curva sobre sí mismo como la superficie de una esfera.

Michio Kaku, físico teórico co-creador de la famosa teoría de cuerdas (String field theory), ha señalado cierta paradoja en la denominación de Big Bang (Gran Explosión): no pudo ser grande puesto que se produjo exactamente antes del surgimiento del espacio-tiempo, siendo el mismo Big Bang el que habría generado las propias dimensiones. Tampoco es una explosión en el sentido literal de la palabra, puesto que no se propagó fuera de sí misma.

Durante el lapso de tiempo transcurrido desde el momento 0 y los primeros 10⁻⁴³ segundos, conocido como tiempo de Planck, las cuatro interacciones fundamentales (interacción nuclear fuerte, interacción nuclear débil, interacción electromagnética e interacción gravitatoria) estaban unificadas y no existían partículas elementales. La mecánica cuántica estándar dice que no tiene sentido hablar de intervalos más pequeños que un tiempo de Planck. En consecuencia, la historia del universo debe contarse a partir del momento en que culmina el primer tiempo de Planck.

10^–35 segundos después del Big Bang

Aproximadamente 10^-35 segundos después del Big Bang, un cambio de fase causó que el universo se expandiera de forma exponencial durante un período de tiempo denominado inflación cósmica. Al terminar dicha inflación, los componentes materiales del universo quedaron en la forma de un plasma de quarks-gluones, donde todas las partes que lo forman estaban en movimiento en forma relativista.

Con el crecimiento en tamaño del universo la temperatura descendió, y a cierta temperatura, y debido a un cambio aún desconocido denominado bariogénesis, los quarks y los gluones se combinaron para generar otras partículas, produciendo de alguna manera la asimetría observada actualmente entre la materia y la antimateria.

0,01 segundos después del Big Bang

Aproximadamente 0,01 segundos después del Big Bang, la temperatura del universo descendió en picado hasta alcanzar unos 100.000 millones de grados Kelvin (10¹¹ K). En este instante, el universo era como una «sopa» indiferenciada de materia y radiación en la que cada partícula chocaba muy rápidamente con otras partículas. Así, pese a su rápida expansión, el universo se hallaba en un estado de casi equilibrio térmico.

Las partículas abundantes eran todas aquellas cuyos umbrales de temperatura están por debajo de los 10¹¹ K, como el electrón, el positrón y, por supuesto, las partículas sin masa: fotones, neutrinos y antineutrinos. El universo era tan denso (3.800 millones de kg por litro) que incluso los neutrinos (que pueden desplazarse durante años a través de bloques de plomo sin sufrir dispersión) se mantenían en equilibrio térmico con el resto de partículas mediante rápidas colisiones con ellas y entre sí. La presencia de partículas nucleares (protones y neutrones) en este primer instante era minúscula: aproximadamente una por cada 1.000 millones del resto. Las múltiples colisiones que se produjeron dieron lugar a reacciones como las siguientes:

Antineutrino + Protón <-> Positrón + Neutrón

Neutrino + Neutrón <-> Electrón + Protón

Como ya se ha mencionado antes, la temperatura estaba próxima a los 10¹¹ K, lo cual provocó la inmediata destrucción de cualquier posible núcleo de materia que se pudiera haberse formado.

0,12 segundos después del Big Bang

La temperatura disminuyó ya hasta llegar a unos 30.000 millones de grados Kelvin (3·10¹⁰ K). El contenido del universo siguió dominado por los electrones, los positrones, los neutrinos, los antineutrinos y los fotones, estando todo él en equilibrio térmico. La densidad del cosmos descendió a unos 30 millones de kg por litro y el tiempo característico de expansión se alargó a 0,2 segundos.

Pese a que las partículas nucleares no se hallaban ligadas a núcleos todavía, la caída de la temperatura facilitó que los neutrones se convirtieran en protones (que son más ligeros), y no al revés. El balance de partículas nucleares era ya del 38% de neutrones y del 62% de protones.

1,10 segundos después del Big Bang

La temperatura del universo era de unos 10.000 millones de grados Kelvin (10¹⁰ K). El descenso de la temperatura y la densidad (380.000 kg por litro) del cosmos en este instante permitió a los neutrinos y antineutrinos comportarse ya como partículas libres, es decir, dejar de permanecer en equilibrio térmico junto al resto de partículas (electrones, positrones y fotones). El tiempo característico de expansión del universo aumentó a unos 2 segundos.

Dado que la temperatura era sólo el doble que el umbral de temperatura de electrones y positrones, estos comenzaron a aniquilarse con mayor rapidez de lo que podían ser recreados a partir de la radiación. El universo estaba aún demasiado caliente como para que los neutrones y protones pudieran unirse en núcleos atómicos durante un tiempo apreciable; no obstante, la proporción de partículas nucleares era ya del 24% de neutrones y del 76% de protones.

13,83 segundos después del Big Bang

La temperatura del universo descendió hasta los 3.000 millones de grados Kelvin (3·10⁹ K), por debajo del umbral de temperatura de electrones y positrones, por lo que empezaron a desaparecer rápidamente como componentes destacados del cosmos. La energía que era liberada durante su aniquilamiento retardó la velocidad a la que el universo se enfriaba, por lo que los neutrinos, que no obtenían nada de calor adicional, pasaron a ser un 8% más fríos que los electrones, positrones y fotones. La densidad del universo siguió disminuyendo.

Pese a que la temperatura era lo suficientemente baja como para que se formaran núcleos estables de materia, esto no sucedió todavía debido a la velocidad de la expansión del universo. Los núcleos que llegaban a formarse lo hacían a partir de las reacciones rápidas de dos partículas: un protón y un neutrón, lo cual generaba un núcleo de hidrógeno pesado (o deuterio) y un fotón, que se llevaba la energía excedente. No obstante, a esta temperatura se destruían todos los núcleos de deuterio tan pronto como se formaban.

Protón + Neutrón -> Núcleo de deuterio + Fotón

El proceso de transformación de los neutrones a protones, aunque más lentamente que antes, continuó, y a estas alturas la proporción era ya de un 17% de neutrones y un 83% de protones.

3 minutos y 3 segundos después del Big Bang

La temperatura del universo estaba próxima a los 1.000 millones de grados Kelvin (10⁹ K), unas setenta veces la temperatura del centro del Sol. Los electrones y positrones habían desaparecido en su mayor parte, siendo ahora los fotones, los neutrinos y los antineutrinos los componentes principales del mismo. La energía liberada por el aniquilamiento electrón-positrón dio a los fotones una temperatura un 35% más elevada que la de los neutrinos.

El universo estaba en este momento lo suficientemente frío como para que los núcleos de deuterio pudieran chocar con un protón o un neutrón, formando en el primer caso un núcleo del isótopo ligero del helio (helio-3) y, en el segundo, un núcleo del isótopo más pesado del hidrógeno (tritio –³H-). Finalmente, el helio-3 podría chocar con un neutrón, y el tritio con un protón, formándose en ambos casos un núcleo de helio (He).

Deuterio + Protón -> Helio-3 // Helio-3 + Neutrón -> Helio

Deuterio + Neutrón -> Tritio // Tritio + Protón -> Helio

Pese a esto, la estabilidad de los núcleos de deuterio seguiría siendo débil, por lo que no se formarían cantidades considerables de núcleos más pesados. A esto se lo conoce comúnmente como «atasco del deuterio«.

Los choques de neutrones y protones con electrones, neutrinos y sus antipartículas cesarían ya en gran medida, pero empezaría a tener importancia la desintegración masiva del neutrón libre: aproximadamente el 10% de los neutrones restantes se desintegrarían para dar origen a protones cada 100 segundos. El balance neutrón–protón era, aproximadamente, del 14% de neutrones y del 86% de protones.

3 minutos y 46 segundos después del Big Bang

La temperatura hubo disminuido hasta los 900 millones de grados Kelvin (9·10⁸ K), punto en que los núcleos de deuterio podrían mantenerse unidos (finaliza el «atasco del deuterio«), permitiendo una veloz generación de núcleos más pesados (como los mencionados más arriba). El balance neutrón–protón era de un 13% de neutrones y un 87% de protones.

34 minutos y 41 segundos después del Big Bang

La temperatura del cosmos era de unos 300 millones de grados Kelvin (3·10⁸ K). Los electrones y positrones se había aniquilado completamente, salvo el pequeño exceso de electrones necesarios para equilibrar la carga de los protones. La temperatura de los fotones, que hubo ascendido debido a la consecuente liberación de energía por estos aniquilamientos, era de un 40,1% mayor que la temperatura de los neutrinos. El tiempo característico de expansión del universo ascendió a una hora y cuarto.

Los procesos nucleares se detuvieron, puesto que las partículas nucleares estarían en su mayoría ligadas a núcleos de helio (22-28% del universo) o eran protones libres, es decir, núcleos de hidrógeno (un 72% del universo). Existía ya un electrón por cada protón libre o ligado, pero aún no era posible la formación de átomos estables debido a la (aún) elevada temperatura.

±400.000 años después del Big Bang

La temperatura del universo cayó hasta tal punto que ya pudieron formarse núcleos estables, lo que hace que los electrones dejaran de estar libres y se formaran los primeros átomos, volviéndose el contenido del universo transparente a la radiación. Este fenómeno, conocido como desacoplamiento de la materia y la radiación, permitió la formación de galaxias y estrellas con posterioridad.

Cronología de la expansión del universo. Autor: Theophilus Britt Griswold (WMAP Science Team), copyright: NASA.

(Continúa en la entrada «El Universo Primigenio (II): las Primeras Estrellas«)

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Figuras:
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–Geofrik (2008). “El Big bang”. Geofrik’s Blog (Photos). [link]

La siguiente figura es de dominio público porque fue creada por la NASA. Las políticas sobre copyright de la NASA estipulan que «el material de la NASA no está protegido con copyright a menos que se indique lo contrario».
–Colaboradores de Wikipedia (2008). «Evolución Universo WMAP.jpg». Wikipedia, la enciclopedia libre. [link]

Referencias:
–Colaboradores de Wikipedia (2012). “Teoría del Big Bang”. Wikipedia, la enciclopedia libre. [link]
–Galindo Tixaire, A. (2005). “La nueva Cosmología: Principio y fin del Universo”. Rev. R. Acad. Cienc. Exact. Fis. Nat. (Esp), 99(1), 113-159.
–May, B., Moore, P. & Lintott, C (2006). “BANG! The Complete History of the Universe”. Carlton Books Limited. Traducción Javier García Sanz.
–Weinberg, S (2006). “Los tres primeros minutos del Universo: una concepción moderna del origen del Universo”. Madrid, Alianza Editorial.

Anotaciones del autor:
Los datos ofrecidos en este post proceden en su mayoría de la obra de Steven Weinberg (2006) «Los tres primeros minutos del Universo: una concepción moderna del origen del Universo«, pero han sido complementados con datos procedentes de otras obras. No obstante, estos datos no dejan de ser estimaciones por lo que podrían variar con respecto a obras de otros autores y, seguramente, habrán sido sustituidos por datos más precisos obtenidos durante los últimos años.