Los tres primeros minutos del universo.Podemos explicar en unos cuantos "fotogramas" la evolución de los tres primeros minutos del universo, previa introducción sobre la expansión del universo y sobre el fondo de radiación.
Los conocimientos sobre el microcosmos, sobre las partículas más pequeñas que forman la materia, nos abren las puertas a un espectáculo
grandioso y único.
Se admite que no se puede empezar la "película" en el tiempo cero y con temperatura infinita, pero las cosas parecen bastante claras ya en el:
Primer fotograma:
Cuando apenas ha transcurrido una centésima de segundo y la temperatura se ha enfriado hasta unos cien mil millones de grados Kelvin o absolutos
(el cero está sobre los -273 ºC), el universo está lleno de una sopa indiferenciada de materia y radiación, en estado de casi perfecto
equilibrio térmico.
Las partículas que más abundan son el electrón y su antipartícula,
el positrón, fotones, neutrinos y antineutrinos.
El universo es tan denso que incluso los huidizos neutrinos, que apenas interactúan con la materia, se mantienen en equilibrio térmico con el resto
de la materia y radiación debido a sus rápidas colisiones.
La densidad de la masa-energía en ese momento es del orden
de 3,8 mil millones de veces la densidad del agua en condiciones terrestres normales.
El tiempo característico de expansión del universo
es de 0,02 segundos y el número de partículas nucleares
(protones y neutrones) es del orden de un nucleón por 1000 millones
de fotones, electrones o neutrinos.
Las reacciones más importantes son: (a)Un antineutrino más un protón dan
un positrón más un neutrón y viceversa.(b)
Un neutrino más un neutrón dan un electrón más un protón y a la inversa.
Segundo fotograma:
La temperatura ahora es de 30.000 millones de grados Kelvin y desde
el primer fotograma han pasado 0,11 segundos.
Nada ha cambiado cualitativamente, aunque la densidad de la energía ha disminuido con la cuarta potencia de la temperatura y el ritmo de expansión ha disminuido con su cuadrado.
El tiempo característico de expansión es ahora de 0,2 segundos
y las partículas nucleares todavía no se hallan ligadas a núcleos, aunque con la caída de la temperatura es ahora más fácil que los neutrones,
más pesados, se conviertan en protones que al revés.
Su balance es del 38% de neutrones por el 62% de protones.
Tercer fotograma:
La temperatura del universo es de 10.000 millones de grados Kelvin.
desde el primer fotograma han pasado 1,09 segundos y la densidad
y la temperatura han aumentado el tiempo libre medio de los neutrinos y antineutrinos que empiezan a desacoplarse de la radiación, electrones y positrones y a comportarse como partículas libres.
La densidad total de la energía es menor que en el fotograma anterior
en la cuarta potencia de la razón de las temperaturas, por lo que viene a ser unas 380.000 veces mayor que la del agua.
El tiempo característico de expansión es ahora de unos 2 segundos
y los positrones y electrones comienzan a aniquilarse con mayor rapidez
de la que pueden ser recreados a partir de la radiación.
Todavía no se pueden formar núcleos estables, y la proporción neutrón-protón es ahora 24-76 %.
Cuarto fotograma:
La temperatura es ahora de 3.000 millones de grados Kelvin,
han pasado 13,82 segundos del primer fotograma y los electrones y positrones empiezan a desaparecer como componentes destacados del universo.
El universo está lo bastante frío para que se formen diversos núcleos estables, como el helio común formado por dos protones
y dos neutrones (He4).
Los neutrones aún se convierten en protones, aunque más lentamente.
La proporción de nucleones es ahora del 17% de nuetrones y del 83%
de protones.
Quinto fotograma:
La temperatura es de 1.000 millones de grados, sólo 70 veces
más caliente que el Sol.
Desde la primera imagen han pasado tres minutos y dos segundos.
Los electrones y positrones han desaparecido, en su mayor parte,
y los principales componentes del universo son ahora fotones,
neutrinos y antineutrinos.
Ahora el universo está lo suficientemente frío para que se mantengan unidos los núcleos del tritio y helio tres, así como los del helio ordinario,
pero no se pueden formar, todavía, cantidades apreciables
de núcleos más pesados.
El balance neutrón-protón es ahora del 14-86 %.
Un poco más tarde:
A los tres minutos y cuarenta y seis segundos del primer fotograma,
la temperatura es de 900 millones de grados Kelvin y comienza
la nucleosíntesis, la proporción en peso de helio es ya el doble de la proporción de neutrones entre las partículas nucleares, es decir del orden
del 26%.
A los 34 minutos y cuarenta segundos del primer fotograma
(300 millones de grados) los procesos nucleares se han detenido
y las partículas nucleares están ahora en su mayoría ligadas a núcleos
de helio o son protones libres.
Hay un electrón por cada protón libre o ligado, pero la temperatura
es todavía alta para que formen átomos estables.
Durante 700.000 años más el universo seguirá expandiéndose y enfriándose, pero no ocurrirá nada de interés.
Después podrán formarse núcleos y átomos estables y la falta de electrones libres hará que el contenido del universo sea transparente a la radiación.
El desacoplamento de la materia y la radiación permitirá a la materia comenzar a crear galaxias y estrellas.
"Después de otros 10.000 millones de años, aproximadamente,
los seres vivos comenzarán a reconstruir esta historia".
los seres vivos comenzarán a reconstruir esta historia".
El primer fotograma podría resumirse como:
" Al principio fue la luz".
La radiación (luz) y la materia en equilibrio térmico y estado indiferenciado.
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