A horcajadas en el Tiempo

La Era Radiactiva y la Nucleosíntesis Primordial
EL UNIVERSO PRIMITIVO
06.25
A l final de la era leptónica han desaparecido todos los tauones, muones y leptones pesados, y recorren el universo de punta a cabo
hordas de neutrinos; pero ya no interactúan con nada. Los únicos hadrones sobrevivientes son pequeñas contaminaciones de protones y
neutrones con diez protones por cada dos neutrones. Fotones, electrones y antielectrones siguen aún en equilibrio, creándose y destruyéndose
entre ellos. Cuando la temperatura desciende por debajo del umbral de producción de pares electrón-positrón, casi todos esos pares se
desintegran en fotones (recalentando levemente el universo). Este umbral de temperatura señala el inicio de la era radiactiva. Los positrones
desaparecen de la sopa por aniquilación, y el pequeño número de electrones de carga negativa que subsiste es igual al número de protones de
carga positiva (suponiendo que la carga eléctrica total del universo, cantidad conservada, fuese inicialmente cero). Dado que hay sólo un protón
por cada 400 millones de fotones aproximadamente, sólo habrá un electrón por cada cuatrocientos millones de fotones. El universo está ahora
dominado por la radiación de fotones (por ello se le suele llamar también a esta época del cosmos era fotónica) y, la materia, tiene una mezcla de
nucleones y electrones, que forman un ligero polvo en un océano de luz radiante y viscoso.
En el primer segundo (que marca el inicio de la era radiactiva que se prolongará entre 200.000 años y 300.000 años), la temperatura es
de 10 10 °K pero comienza a bajar hasta 3.000 °K y la densidad desde 10 4 hasta 10 -21 [g/cm 3 ]. Todo el universo está a punto de convertirse en un
gigantesco reactor termonuclear. Entre uno y los quince minutos siguientes, y a una temperatura entre 1.000 y 20 millones de grados Kelvin se
produce un acontecimiento crucial en la historia cósmica: la nucleosíntesis primordial. En este proceso se constituyen los núcleos de los átomos
de elementos ligeros por fusión de protones y electrones. Las fuerzas de la interacción nuclear fuerte entre esas partículas y sus interacciones
débiles, que transforman protones en neutrones y viceversa, determinan la velocidad de las reacciones que forman los núcleos. El factor que
controla la tasa de las reacciones es la rápida expansión del universo, lo que implica un descenso continuo de temperatura y densidad de
partículas. Lo último es equivalente a aumentar la distancia entre ellas, lo que dificulta más y más que las partículas se encuentren para
reaccionar. Antes de esta época, los choques eran demasiado violentos para formar núcleos estables. Después, la energía de las partículas
incidentes no es suficiente para vencer la repulsión electrostática entre protones. Esto implica que hay algo de tiempo, pero no mucho, para que
ocurran las reacciones termonucleares que producen los núcleos de los elementos químicos, como ocurre normalmente en el centro de las
estrellas, donde hay un tiempo más que suficiente para que ello se lleve a cabo. No obstante, en los cien segundos, aproximadamente, que
transcurren desde el inicio de la era radiactiva se forma casi todo el helio que vemos hoy, como consecuencia de la combustión del hidrógeno.
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-06_25.htm (1 of 4)29/12/2004 23:32:00