Evolución del Universo: la génesis de los elementos

El estudio de la evolución del Universo a partir de sus primeros instantes resulta extremadamente complejo para la Cosmología actual, ya que es imposible realizarlo mediante observación directa. Las pruebas que proporcionan información acerca de esos primeros instantes proceden, básicamente, del estudio de la radiación de fondo y de las fuentes de emisión más lejanas, cuya luz es, también, la más antigua que llega hasta nosotros. Asimismo, el estudio de las características de las partículas elementales (menores que los protones y los neutrones) ha permitido conocer las circunstancias en las que se pudieron producir estableciendo, por tanto, las condiciones que tuvieron que darse durante ese proceso.

Gracias a esos y otros datos se sabe que la generación de la materia que constituye nuestro Universo tuvo lugar en momentos muy tempranos después del Big Bang, pero ligeramente después de que éste ocurriera. Durante los instantes iniciales, sin embargo, no existía la materia tal y como la conocemos, ni siquiera se habían establecido las formas de interacción (las fuerzas) que se producen entre las partículas y que hoy conocemos (fuerza nuclear fuerte, fuerza nuclear débil, fuerza electromagnética y fuerza gravitatoria). Esa primera fase fue determinante para que el Universo adquiriera el aspecto que hoy conocemos, y durante ese periodo se produjeron acontecimientos, aparentemente aleatorios, que determinaron la evolución futura de todo cuanto conocemos. Por ejemplo, se sabe que durante la gran explosión se produjo tanto materia como antimateria. Cuando la materia y la antimateria se encuentran, se aniquilan entre sí, transformándose en energía. En los primeros momentos de la evolución del Universo se produjo, sin que aún esté clara la razón, una asimetría entre materia y antimateria que permitió que, después de su aniquilación, quedara materia "sobrante", la que constituye la totalidad del Universo actual.

El encuentro entre materia y antimateria produce su aniquilación para generar energía

En todo caso, esos primeros momentos fueron extremadamente breves: al cabo de 10^-34 segundos ya se habían formado todas las partículas subatómicas del Universo, y tras 10^-10 segundos ya existían todos los protones y neutrones.

A lo largo del siguiente periodo, que se extendió desde los 100 segundos hasta que el Universo contaba con tres minutos de historia, se produjo el primer proceso de síntesis de elementos químicos, conocido como nucleosíntesis del Big Bang o primordial.

En ese momento la temperatura del Universo era uniformemente elevada, por encima de la necesaria para la fusión nuclear. Los procesos anteriores habían dado lugar a la formación de neutrones y protones, siendo éstos más abundantes debido a su mayor estabilidad. Como resultado, la mayor parte de los protones quedaron solos, formando núcleos de Hidrógeno (¹H₁), mientras que otra parte chocó con neutrones dando lugar a la formación de Deuterio (²H₁). El deuterio, sin embargo, era inestable en estas condiciones; una parte de él se descomponía para formar de nuevo hidrógeno y neutrones, mientras que otra parte podía participar en choques, siendo los más productivos los que implicaban dos núcleos de Deuterio para producir un núcleo de Helio (⁴He₂). Al cabo de unos tres minutos el proceso se detuvo porque el Universo se había enfriado por debajo de la temperatura de fusión nuclear. El resultado final del proceso fue que el 75% de toda la masa se encontraba en forma de Hidrógeno, el 25% en forma de Helio, un 0,01% como Deuterio y una proporción ínfima como Litio y Berilio. En este proceso no se formaron núcleos pesados.

El segundo proceso de formación de elementos es la nucleosíntesis estelar, que tiene lugar en estrellas de tamaño similar a nuestro Sol. En estas condiciones se pueden generar, en mayor o menor medida, casi todos los elementos químicos estables hasta el hierro a través de tres mecanismos posibles: las cadenas protón-protón, que producen Helio, Litio y Berilio, el proceso triple alfa, que transforma el Litio en Berilio y, sobre todo, el ciclo CNO (Carbono-Nitrógeno-Oxígeno), en el que se producen diferentes isótopos de estos tres elementos. Así pues, el ciclo CNO permite explicar el origen de los elementos fundamentales para la aparición de la vida, y dado que este tipo de procesos puede darse en multitud de estrellas, parece probable que la vida haya podido surgir en multitud de sistemas estelares a lo largo y ancho del Universo, en un gran número de ocasiones.

Procesos menos importantes de fusión, posibles en las condiciones que reinan en estrellas de tamaño medio, hacen posible explicar también el origen del resto de los elementos químicos hasta el hierro. Sin embargo, los núcleos más pesados que este elemento no pudieron formarse en ese tipo de estrellas, sino que debieron hacerlo en el interior de supernovas. Las condiciones más extremas que se dan en este tipo de cuerpos permitieron la formación de los elementos más pesados, incluyendo los núcleos radiactivos hasta el Uranio.

La presencia de estos elementos en nuestro planeta parece indicar que nuestro sistema solar debió evolucionar a partir de una nebulosa formada como resultado de la explosión de una supernova preexistente.

El último proceso propuesto para la explicación de la síntesis de los elementos químicos es la espalación de rayos cósmicos, es decir, el choque de estas formas de radiación con otros cuerpos celestes. Este mecanismo ayuda a explicar la abundancia de elementos ligeros (Hidrógeno, Deuterio, Helio) en el Universo.