EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO (5).

Continuación de Evolución del Universo (4).

Por Jaime Saiz.

Continuamos la serie de artículos que describen el comienzo del Universo tras la Gran Explosión inicial.

Era de la radiación

A los 3 minutos del origen comienza la llamada Era de la Radiación. En ella, la temperatura había bajado lo suficiente como para que un protón y un neutrón se unieran y dieran nacimiento a un núcleo de Deuterio —isótopo pesado del Hidrógeno—, núcleos que ya se mantenían estables. Cuando dos núcleos de Deuterio se unen, forman un núcleo de Tritio —dos neutrones y un protón—, liberando un protón, o un núcleo de Helio-3 —dos protones y un neutrón—, liberando un neutrón. Cuando el núcleo de Tritio encuentra otro de Deuterio, se forma un núcleo de Helio normal —dos protones y dos neutrones—, liberando un neutrón. Si es Helio-3, también se forma uno de Helio normal, liberando entonces un protón. En este lugar se detiene la cadena: si un núcleo de Helio captura otro protón o neutrón, se forma un núcleo inestable, que se deshace enseguida.

Así, tan pronto como la temperatura alcanza el nivel en el cual el Deuterio es estable, todos los neutrones «supervivientes» pasan a formar parte de núcleos de Helio. Debido a la desaparición de la mayoría de los neutrones libres, al comienzo de esta era había aproximadamente 13 neutrones por cada 87 protones en el Universo. Como todos los neutrones están encerrados en núcleos de Helio, que están compuestos por el mismo número de neutrones que de protones, esto quiere decir que el Helio supondrá el 26% del total de la masa del Universo —13% de los neutrones + 13% de los protones asociados—, mientras que el 74% de la masa restante serán los núcleos de Hidrógeno, es decir, protones. Esta proporción no ha variado prácticamente hasta nuestros días.

Media hora después del origen, ya han desaparecido todos los positrones. Los electrones supervivientes de la aniquilación con aquéllos son los necesarios para equilibrar la carga positiva de los protones y permitir en un futuro átomos estables eléctricamente neutros. Hay núcleos de Hidrógeno, Helio y remanentes de Deuterio y Tritio. La densidad de la energía es equivalente a 10 veces la densidad del agua, y la temperatura está aún a 300 millones de grados Kelvin.

Esta época se llama de la radiación porque la misma interactuaba continuamente con las partículas con masa. Los fotones no podían recorrer mucho trecho sin chocar contra un electrón u otra partícula, que le hacía variar el sentido de la marcha. El zigzagueo de los fotones tenía como consecuencia que el Cosmos fuera opaco, caliente y de color amarillento: como la superficie del Sol.

EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO (5).

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