Los comienzos

En medio de la «nada» más absoluta apareció una mota de luz muy brillante y casi infinitamente caliente. En su interior nació el espacio y con él empezó a andar el gran reloj del tiempo, cuyo primer tic-tac sonó hace unos 15.000 millones de años. La energía de esta ínfima bola de fuego estaba tan concentrada que la materia empezó a aparecer espontáneamente, aunque totalmente desconocida para el actual conocimiento de la humanidad. Nada más nacer; la bola de fuego empezó a expandirse como un gas, pero no a partir de un espacio exterior sino dentro de sí misma, porque el universo contiene en su interior todas las cosas y el propio espacio. Cuando hubo pasado una 10^-36 de segundo del tiempo de su nacimiento, el universo había crecido hasta hacerse 100 millones de veces mayor, mientras su temperatura descendía desde casi el infinito hasta apenas 10²⁸ °K.

¡No! No hubo un «antes» del Big Bang porque el tiempo no existía. La mayoría de los físicos teóricos creen que el espacio y el tiempo están íntimamente ligados, de forma que no pueden existir el uno sin el otro. Así, sólo cuando el tiempo empezó a transcurrir, el espacio pudo iniciar su expansión, y viceversa.

El Big Bang no fue una explosión ocurrida dentro de algo, sino que sucedió a la vez en todo el espacio: no había un lugar vacío fuera de él. El propio espacio fue creado con el Big Bang y aún puede contemplarse las consecuencias de esta creación en la constante expansión del universo actual. En cualquier parte del espacio se ve que cada galaxia parece alejarse de las demás a velocidades increíblemente elevadas. En realidad es el espacio intergaláctico el que se estira, separándolas.

Ahora, sentémonos de nuevo frente al monitor de nuestro computador. El universo en sus comienzos era abrasadoramente caliente, abarrotado por la energía de la intensa radiación. Examinando los resultados que arrojan los cálculos computacionales, vemos que el parámetro básico que rige los procesos físicos es la temperatura del gas de partículas cuánticas interactuantes que ocupa todo el espacio del universo. La temperatura, debido a que es proporcional a la energía media de las partículas en choque, determina qué nuevas partículas cuánticas pueden crearse a partir de la energía de los choques. Para crear partículas de una cierta masa a partir de energía pura, es precisa un umbral mínimo de energía. Esos umbrales energéticos se observan en experimentos con aceleradores de alta energía, en los que se necesita una energía mínima para producir nuevas partículas. Esos umbrales específicos de temperatura o energía pueden calcularse a partir de la masa-energía conocida de las partículas cuánticas observadas en el laboratorio. Como la temperatura del universo aumenta a medida que retrocedemos en el tiempo, la existencia de esos umbrales de temperatura para la creación de partículas indica que podemos concebir el universo primitivo como una serie de etapas o eras, separada cada una de ellas de la anterior por un umbral de ese tipo.

Un diagrama que resumen la historia del universo, indicando las grandes eras de su evolución según el modelo estándar o canónico. La escala de tiempo es aproximadamente logarítmica, que permite representar la cantidad enorme del tiempo transcurrido (cada unidad representa un factor 10 de aumento).

Consideremos, por ejemplo, el umbral que se produce al principio de la «era cuántica», cuando el universo tiene, aproximadamente algo menos que un segundo, y su temperatura es de unos aproximadamente 10¹⁰ ° K. Por debajo de esa temperatura el universo consta principalmente de un gas radiante de fotones, neutrinos y antineutrinos, y de una pequeña fracción másica compuesta de electrones y positrones, y una diminuta concentración de protones y neutrones (denominados nucleones) -en una cantidad aproximada de un nucleón por cada 1.000 millones de partículas- . Pero cuando el universo se calienta por encima de esa temperatura, sucede algo nuevo. Los fotones se vuelven tan energéticos que pares de ellos colisionan y se convierten en parejas electrón-positrón (antielectrón), con masa apreciable. Conocemos exactamente a qué temperatura se inicia este proceso, porque sabemos que la energía mínima de un fotón que logra esta transformación (proporcional a la temperatura del fotón) es exactamente igual a la masa del electrón, una cantidad conocida, por el cuadrado de la velocidad de la luz. Para ello, utilizamos la ecuación de Einstein E = mc². Ahora, a la temperatura de que estamos hablando, la densidad es también extrema (equivale a unos 3.800 millones de veces la densidad del agua), lo que implica que todo lo que compone el gas primigenio se comporta como partículas. Claro está, que en el escenario descrito, por supuesto, electrones y positrones se desintegrarán, prácticamente, al instante de formarse, transformándose de nuevo en fotones, pero pervivirán el tiempo suficiente para influir en la dinámica del gas.

Todos aquellos que tenemos la convicción de que el universo tuvo un comienzo, tenemos la más absoluta certeza que éste, en su infancia, era abrasadoramente caliente, abarrotado por la intensa energía que emanaba del gas radiante. Einstein en su ecuación E = mc², nos indica que la masa y la energía son intercambiables, una puede convertirse en la otra. En la «era leptónica», la energía que provenía de la radiación del gas primigenio era tan intensa que se convertía espontáneamente en «grumos» de materia, en forma de partículas y sus parejas de antimateria, como electrones y positrones.

Recordemos que la antimateria tiene propiedades contrarias a la materia y, cuando una partícula se encuentra con su antipartícula, se destruyen mutuamente convirtiéndose de nuevo en energía. En un espacio cósmico reducido como el que tenía el universo todavía en esta «era», las partículas y las antipartículas duraban sólo, como ya lo mencionamos en el párrafo preanterior, fracciones de segundo antes de chocar y convertirse en radiación, a partir de la cual se creaban nuevos pares de partículas-antipartículas.

Este cuadro de producción partícula-antipartícula será elemento básico en la historia del Big Bang cuando la temperatura supere el umbral de la era leptónica de 10¹⁰° K. A temperaturas aún mayores, se producen pares muón-antimuón a partir de los fotones. Al calentarse, el universo se llena de todo tipo de partículas cuánticas y de sus antipartículas: una grandiosa escena de destrucción y creación. Este cuadro posee importantes características que hemos de tener en cuenta.

Primero, las partículas cuánticas producidas, aunque cada una de ellas tenga una masa de reposo característica, pueden considerarse carentes de masa (exactamente igual que los fotones) una vez que la temperatura del universo sea significativamente mayor que la de energía-masa en reposo. El motivo de que podamos efectuar este útil cálculo aunque sea aproximado, es que, a elevada temperatura, las partículas se mueven tan rápido que casi toda su energía está en su energía cinética de movimiento y no es su energía-masa en reposo. De hecho, las partículas materiales pasan a ser algo así como radiación: sin masa y moviéndose a la velocidad de la luz.

Segundo, una vez creadas las partículas, comparten con los fotones la energía total disponible del Bíg Bang. Por ejemplo, una vez se cruza el umbral de temperatura preciso para la producción de electrones y positrones, la cantidad de fotones se equipara igualándose a la de los electrones y positrones, con más o menos la misma energía cada uno de ellos. Esta equiparación del número de partículas diferentes y de su energía, se debe a que el universo está en equilibrio cuando se expande: el índice de colisiones de partículas es mayor que el de expansión del universo. Así pues, la energía disponible puede distribuirse equitativamente entre los diversos tipos de partículas interactuantes. Esto es que, por ejemplo, si en una décima de segundo del inicio, los fotones superaban a los electrones y positrones, entonces, se creaban más cantidades de estos últimos hasta alcanzar el equilibrio.

Recurriendo a las leyes de la mecánica estadística (con las respectivas modificaciones para tomar en cuenta las diferentes estadísticas cuánticas de las partículas de spin uno y un medio) podemos determinar con exactitud el número de partículas por volumen de unidad para cada una de las diversas partículas cuánticas e equilibrio en cualquier momento dado del Big Bang. La utilización de la mecánica estadística nos permite determinar tales cifras partiendo exclusivamente del hecho de que las partículas están en equilibrio, sin entrar en los detalles de las complejas interacciones.

En este proceso de interacciones particuladas, resulta evidente la importancia de las leyes de conservación exacta, como la conservación de la carga, la del número leptónico y la conservación del número bariónico, que ya hemos analizado. . Supongamos que todas las partículas cuánticas interactúan a cierta temperatura muy elevada, y que luego, al expandirse el universo, la temperatura baja. Al bajar la temperatura, cruzamos un umbral de producción de partículas, y entonces, esas partículas deben dejar de existir por completo. Los fotones (g) se convierten en electrones (e^– ) y positrones (e⁺), lo que se conoce como el proceso de producción de pares. Por su parte, los fotones no pueden producir partículas más pesadas (como nucleones, por ejemplo), debido a que no poseen la suficiente energía. Finalmente, electrones y positrones colisionan con sus respectivas antipartículas y se convierten de nuevo en fotones (aniquilación). Claro está, que en esta era de comienzos del universo no sucumbieron todos los electrones. Hoy existe un exceso muy pequeño de electrones, éstos tuvieron que haber sobrevivido a la matanza final positrón-electrón, al bajar la temperatura por debajo del umbral electrón -positrón. Teniendo en cuenta la rigurosa ley de conservación de la carga, esto significa que este exceso ha debido existir de siempre. Los electrones tienen carga eléctrica -1, mientras que los positrones tienen carga + 1. Sólo puede haber exceso de carga negativa si desde el principio hay más electrones. Luego, la conservación de la carga eléctrica garantiza que algunos electrones puedan sobrevivir y sobrevivan. Son esos electrones sobrantes que, despúes del Big Bang, se combinarán con núcleos para formar los primeros átomos.

Con lo que hemos visto hasta ahora, podemos concluir que, debido a la existencia de diferentes energías de umbral, el Big Bang se organiza limpiamente en una serie de eras, cada una de ellas separada de la anterior por un umbral de estas características. Lo que sucede durante esas eras depende básicamente de la gama de temperatura y de las partículas cuánticas que estemos estudiando en el correspondiente programa que tenemos cargado en nuestro computador. Para llegar a entender esto mejor, consideremos que la temperatura es una medida que corresponde a la media de energía del movimiento (energía cinética) de las partículas. Pero no todas las partículas tienen la misma energía cinética en relación a una gama de temperatura, sino que existen unas con más y otras con menos energía. En el gráfico posterior, podemos ver la representación del número de partículas por rango de energía a una media de gama de temperatura.

En la siguiente sección, examinaremos primero el inicio del universo según el modelo estándar o canónico. En consecuencia, pongamos en marcha de nuevo nuestro computador al principio del tiempo y empecemos.

Texto extraído de Astrored

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