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Ciencias Naturales, Tierra y Universo

7° Básico

¿Cómo surgió todo?

Los avances de la física de partículas han permitido retomar el rastro a partir de una fracción de segundo después de la explosión inicial.

A medida que retrocedemos en el tiempo para llegar al origen del cosmos, los fenómenos y los procedimientos se hacen más inusuales, y las cifras son casi incomprensibles.

Los avances de la física de partículas han permitido retomar el rastro a partir de una fracción de segundo después de la explosión inicial. En ese momento todo el Universo tenía un tamaño equivalente a un núcleo atómico; todo estaba comprimido en un punto, sin volumen y con todo el cosmos dentro de él. Esto es lo que en física se llama una singularidad; dentro de ella ni el espacio ni el tiempo pueden existir. Por lo tanto, el comienzo de la expansión representó la creación del Universo.

La singularidad de los modelos de Friedman es lo más cercano al acto de creación que ha encontrado la ciencia. Y si nos apegamos literalmente a ello, podemos establecer que no solo el espacio-tiempo empezó a existir en la singularidad, sino también toda la materia del Universo.

La singularidad es, entonces, un límite temporal para todas las cosas. De este modo, la pregunta ¿qué había o pasaba antes del Big Bang? deja de tener sentido. No existe un antes del Big Bang, pues no existía el tiempo. También pierde sentido la pregunta ¿qué causó el Big Bang?, pues la causa implica un orden temporal (una causa siempre precede a un efecto) que no existía sino hasta el instante del comienzo de la expansión.

Todas estas consideraciones muestran que el evento de la creación es físicamente mucho más profundo en la teoría de la relatividad que en el relato bíblico, que señala que la materia fue creada en un vacío preexistente.

Los primeros segundos

Con los actuales conocimientos de la física no se puede estudiar el Universo en esa pequeña fracción de segundo entre el instante inicial y 10-43 segundos. Para eso se necesitaría una “teoría cuántica de la gravitación”, y nadie la conoce. Sin embargo, si tomamos un tiempo de una centésima de segundo después de la explosión, ahí sí se conoce la física y podemos deducir lo que ocurrió.

Pese a la frustración de no poder investigar al Universo hasta su origen mismo, no deja de ser sorprendente que se puedan hacer modelos científicos de cuando este tenía menos de un segundo de edad.

En ese momento, el Universo debe haber sido tremendamente caliente, pues un gas, al expandirse, se enfría, y eso ha venido haciendo el Universo desde la gran explosión. Ese estado inicial del cosmos es descrito a veces como la bola de fuego primordial. A esas altísimas temperaturas no pueden haber existido moléculas ni átomos como los conocemos. Solo los constituyentes del núcleo atómico y otras partículas pueden haber estado presentes.

La era de los leptones

Empecemos nuestro recuento cronológico del Universo cuando había transcurrido una millonésima de segundo. En ese instante, la temperatura del Universo era de un billón de grados (un millón de millones). Era el comienzo de lo que se ha llamado la Era de los leptones.

Las partículas más familiares que constituyen el núcleo de los átomos, los protones (de carga eléctrica positiva) y los neutrones (sin carga eléctrica), convivían en equilibrio con los electrones (de carga eléctrica negativa) y otras partículas como los muones (de carga eléctrica positiva o negativa), neutrinos (partícula ligeras que no tienen carga eléctrica) y rayos gamma (son la más penetrante de las radiaciones, incluso más que los rayos X). Estas partículas tenían tanta energía que espontáneamente se transformaban en pares electrón-positrón, que se aniquilaban entre sí al poco andar (el positrón es la antipartícula del electrón, y materia y antimateria se aniquilan tan pronto se encuentran). A medida que la temperatura bajaba, los muones empezaron a desaparecer, y luego los positrones.

La era del plasma

Después de transcurridos diez segundos, la temperatura había descendido a unos pocos miles de millones de grados, y el interés principal se centró en lo que hacían los protones, los neutrones y los electrones, los tres constituyentes primordiales de los futuros átomos.

En este instante empezaba una nueva era, llamada la Era del plasma. La temperatura descendió lo suficiente como para que los neutrones pudieran empezar a combinarse con los protones y formar átomos de helio (He), que contienen dos protones y dos neutrones.

Cálculos detallados de las reacciones nucleares que ocurren en esa era muestran que todos los neutrones quedaron atrapados en átomos de helio, con unos pocos, muy pocos, combinados con un protón, formando un deuterio (núcleo pesado del hidrógeno). El 10% de los núcleos que emergieron eran de helio y el resto protones (núcleos de átomos de hidrógeno).

Como un átomo de helio pesa cuatro veces más que uno de hidrógeno, por masa el 25% del Universo quedó en forma de helio, y el 75% restante como hidrógeno. También se formó una pequeñísima cantidad de litio (Li) y de deuterio, que no alcanzó a sumar 1%. Las reacciones nucleares que formaron helio a partir de protones y neutrones ocurrieron algo después de transcurridos tres minutos en la vida del Universo.

Cuando pasaron treinta minutos, la temperatura y densidad bajaron demasiado como para que continuaran los procesos nucleares, y la composición química antes señalada se congeló para siempre.

El Universo continuó expandiéndose, pero su temperatura era todavía demasiado alta como para que pudieran existir átomos individuales. Cuando transcurrieron 700.000 años, recién la temperatura fue lo suficientemente baja como para que los protones se pudieran combinar con los electrones a fin de formar átomos eléctricamente neutros. Ahí terminó la era del plasma.

El Universo continuó expandiéndose y su densidad debe haber sido la misma en todas partes. A partir de ese momento, la radiación dejó de interactuar con la materia para siempre y empezó un lento enfriamiento que hoy la lleva a presentar el aspecto de radiación de fondo a 3º K de temperatura, cuando se la observa con instrumentos como los de Penzias y Wilson. Por eso, se presume que la materia debe haber estado muy bien distribuida en ese momento.

Sin embargo, cualquier ligero aumento local de la densidad puede haberse multiplicado si era lo suficientemente grande. Tal como lo discutieran Isaac Newton y Richard Bentley (1662 – 1742), reverendo y teólogo inglés, hace alrededor de tres siglos, un Universo homogéneo es inestable, ya que ligeras inhomogeneidades (aumentos de densidad) pueden originar condensaciones (concentraciones de materia) en él. Estas pueden llegar a estar dominadas por la gravitación, dejando de expandirse con el resto del Universo.