EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO (4).
Continuación de Evolución del Universo (3).
Por Jaime Saiz.
Continuamos describiendo lo que nos dice la ciencia sobre cómo serían los comienzos del Universo tras la explosión inicial que dio origen a su existencia.
Era de las partículas
Hacia los 10-4 segundos —una décima de milésima de segundo— después del origen, comienza la llamada era de las partículas. En ese momento, la temperatura ha bajado hasta el punto en que la fuerza fuerte prevalece, haciendo honor a su nombre, y los quarks se precipitan unos contra otros, uniéndose de tres en tres formando protones y neutrones, y toda la familia de los bariones. Una vez confinados en una partícula, los quarks no pueden escapar, de manera que ya no habrá más quarks libres en el Universo.
En este momento, como vimos ya dicho, la radiación es dominante. Los fotones, que son las partículas portadoras de la fuerza electromagnética, pueden convertirse fácilmente en masa —dándole la vuelta a la ecuación de Einstein: m = E/c2—, ya que contienen muchísima energía, dando lugar a una partícula y su antipartícula, que en este periodo son el electrón y el positrón. A su vez, cuando un electrón y un positrón se encuentran, se aniquilan en medio de una explosión de rayos gamma, la cual, por su parte, tiene suficiente energía como para generar otro par electrón-positrón, y así se va repitiendo el ciclo una y otra vez…
El panorama que tenemos es, pues, el de un mar de fotones, en el que aparecen y desaparecen positrones y electrones, además de los leptones llamados neutrinos —y antineutrinos—. La densidad en esta etapa era equivalente a 3.800 millones de veces la del agua en la Tierra. Las partículas surgidas del agrupamiento de los quarks también estaban allí, en forma de protones y neutrones, los cuales eran continuamente golpeados por neutrinos, electrones y positrones.
La naturaleza de las partículas cambia continuamente, aunque se mantiene para cada volumen del Universo el mismo número de protones que de neutrones, con una proporción de 50 neutrones / 50 protones, muy distinta a la actual, en que predominan los segundos.
Ante este panorama, podemos preguntarnos: ¿Cómo se alcanzó la proporción actual entre estas partículas? ¿Cómo desaparecieron los positrones?
La última pregunta se responde considerando que, al enfriarse el Universo a medida que se expande, las partículas comienzan a disponer de menos energía: cada vez quedaban menos fotones con la suficiente energía para transformarse en masa, de manera que los pares electrón-positrón se iban aniquilando con mayor rapidez de lo que se formaban, hasta que desaparecieron todos los positrones y «sobrevivieron» algunos electrones —1 por cada 1.000 millones desintegrados—.
También llega un momento en que la reacción para convertir los neutrones, más pesados, en protones se realiza con mayor eficiencia que la inversa. Además, hacia el primer segundo después del origen, los neutrinos, que habían jugado un importante papel en las interacciones entre partículas, se «desacoplan», es decir, dejan de afectar y ser afectados por otras partículas, formando un mar de neutrinos aparte, indiferentes al destino del Universo, lo cual también contribuye a la disminución del número de neutrones.
Por si esto fuera poco, los neutrones libres se empiezan a desintegrar, transformándose un neutrón en un protón y un electrón: sólo les puede salvar de la aniquilación total el unirse con otros neutrones y protones para formar los futuros núcleos de los átomos.
Con este panorama se llega a una edad del Universo de unos 3 minutos.
EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO (4).
