| 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 1010 °K pero comienza a bajar hasta 3.000 °K y la densidad desde 104 hasta 10-21 [g/cm3]. 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.
Mientras no se desencadenó la nucleosíntesis en el universo primitivo, con anterioridad, no se produjeron núcleos debido a la alta densidad que comportaba la energía. Para que se cree un núcleo es necesario que se produzca una colisión entre nucleones y que éstos permanezcan enlazados. En el universo primitivo, la reacción clave fue la colisión de un protón y un neutrón para formar un núcleo de deuterio (isótopo del hidrógeno). Las colisiones entre protones y neutrones habían estado ocurriendo desde «el principio», pero sus energías eran demasiado alta para permitirles enlazarse y formar un núcleo de deuterio.
Las estrellas, que se formaron bastante después del Big Bang, convierten también hidrógeno en helio mediante combustión, pero lo hacen a un ritmo mucho más lento. Desde hace 10.000 millones de años, época en que aparecieron las primeras estrellas, éstas, con su combustión, sólo han convertido en helio del dos al tres por ciento del hidrógeno del universo. Sin embargo, el 25 por ciento de toda la materia visible del universo es helio que se formó en unos minutos durante el Big Bang. La fusión del hidrógeno para producir helio liberó energía como una bomba de hidrógeno. Pero incluso la aportación de esa inmensa energía a la densidad energética total que ya había en el gas fotónico fue minúscula y no recalentó significativamente el universo.
El proceso de producción de núcleos atómicos, constituidos de protones y neutrones, es un proceso competitivo y algo contaminante donde se encuentran también presente los neutrones en el espeso fluido de luz pura: los restos de la sopa de partículas cuánticas. Protones y neutrones se bombardean entre sí constantemente y bombardean a los fotones. Por esta razón, muchos procesos lentos no tienen tiempo de realizarse antes de que la expansión aleje las partículas o les quite la energía necesaria para interactuar. Al colisionar protones y neutrones pueden formar un núcleo de «deuterio », mediante la unión de un solo protón y un solo neutrón (un isótopo de H).. El deuterio tiene un núcleo con poca adhesión: el protón y el neutrón se liberan fácilmente cuando los golpean los omnipresentes fotones, a menos que la temperatura descienda lo suficiente, cuando la abundancia de deuterio crece. El deuterio tiene, en esas condiciones, tiempo de reaccionar con otros protones para formar «tritio» (otro isótopo del H) y luego, «helio3», por transformación de un protón en neutrón. Finalmente, se forma el «helio4», elemento sumamente estable.
A diferencia del núcleo del deuterio, el del helio, formado por la unión de dos protones y dos neutrones, tiene gran adherencia; es precisa mucha energía para disgregar el núcleo de helio. Una vez formado, resulta bastante estable. Se puede formar un núcleo de helio con dos deuterones que choquen y se unan. El problema que plantea la formación de helio por fusión del deuterio durante los primeros segundos es que el deuterio es muchísimo menos estable, se descompone al mismo ritmo que se forma, y por eso no hay mucho deuterio. Este es el «cuello de botella del deuterio» en la formación del helio.
El impedimento que imposibilita la creación de núcleos atómicos se denomina con el nombre de «cuello de botella». Ello se da cuando un medio intermedio es un enlace débil en un proceso de síntesis global. Una vez este «cuello de botella » es superado, las reacciones restantes pueden llevarse a cabo. En el universo primitivo, cuando el «cuello de botella del deuterio» fue superado, las trazas cada vez más estables de éste pudieron producir reacciones nucleares que llevarían a la formación del helio.
Así, los núcleos atómicos que se forman son los más sencillos: fundamentalmente hidrógeno y helio. Este proceso se da así, dado el hecho que al bajar la temperatura a mil millones de grados Kelvin, los fotones no tienen energía suficiente para descomponer a los deuterones cuando se forman. Pero un neutrón, si está libre y no ligado a un núcleo, como suele pasar casi siempre en esta fase, se descompone en un protón, un electrón y un neutrino antielectrónico en unos mil segundos, período de tiempo sólo diez veces mayor que la edad del universo en este punto. Así pues, algunos neutrones (en principio, dos por cada diez protones) han tenido ya una oportunidad de desintegrarse en protones cuando el universo cuenta cien segundos. Por consiguiente, de cada dieciséis partículas nucleares, catorce son ahora protones y dos son neutrones. Los dos neutrones pueden formar dos núcleos de deuterio uniéndose con dos protones. Ahora que la temperatura del universo ha descendido, desaparece el cuello de botella del deuterio y éste es ya suficientemente estable para chocar y formar helio. Casi todo el deuterio se fusiona rápidamente en helio, y cuando el universo tiene unos 200 segundos se completa el proceso de combustión por fusión. De las dieciséis partículas nucleares de un principio, cuatro, dos neutrones y dos protones, están unidas formando helio, mientras que las doce restantes son protones. Vemos que cuatro de las dieciséis partículas nucleares, es decir, el 25 por ciento de la materia nuclear del universo, forman helio (isótopo normal He4), y la mayor parte de la restante es hidrógeno. Esto es exactamente lo que se observa hoy: resultado de los primeros minutos del universo y una sólida confirmación de la teoría del Big Bang.
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