galaxia2

INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

VOLVER A PORTADA

HISTORIA DE LA ASTRONOMÍA

SISTEMA SOLAR INTERNO

SISTEMA SOLAR EXTERNO

EL SOL Y LAS ESTRELLAS

FIN DE LAS ESTRELLAS MASIVAS

LA VÍA LÁCTEA

LAS GALAXIAS

EL UNIVERSO

EL BIG BANG

LOS PLANETAS Y LA VIDA

IMÁGENES ASTRONOMÍA

 

El Bin Bang

La nucleosíntesis primordial

 

Las partículas y las fuerzas
Los fermiones: quarks y leptones
Los bosones: portadores de fuerzas
Las teorías de gran unificación
La teoría del Todo
Las partículas virtuales

La era de Planck y la inflación
La era de Planck
La era inflacionaria
La homogeneidad del Universo
La planitud del Universo
La aparición de la materia y la bariogénesis

La evolución de la materia
El confinamiento de los quarks y la era hadrónica
El desacoplamiento de los neutrinos y la era leptónica
La nucleosíntesis primordial
La recombinación y la radiación fósil
Las fluctuaciones de densidad primordiales

Algunas curiosidades
La dualidad onda-partícula
La paradoja EPR y la no separabilidad
El ajuste de las constantes fundamentales
El gato de Schrödinger
Los universos paralelos

 

 

 

Universe_expansion_es

Según la teoría del Big Bang, el Universo se originó en una singularidad espaciotemporal de densidad infinita matemáticamente paradójica. El universo se ha expandido desde entonces, por lo que los objetos astrofísicos se han alejado unos respecto de los otros.

 

La nucleosíntesis primordial

Con la desaparición de los electrones y sus antipartículas comienza la era de la radiación. El Universo ahora está dominado por los fotones. La temperatura, siempre en baja, alcanza mil millones de grados cuando el Universo tiene una edad de una centena de segundos. Es en este momento que se produce una de las etapas más importantes, la nucleosíntesis primordial, la formación de núcleos a partir de protones y neutrones que estaban hasta ahí libres.

La nucleosíntesis primordial

Bajo el efecto de la fuerza nuclear fuerte, protones y neutrones tienden a querer asociarse para formar núcleos atómicos simples como el deuterio, la asociación de un protón y un neutrón. Pero mientras los fotones son suficientemente energéticos para romper las conexiones así creadas, estas reagrupaciones no son estables.

Cuando la temperatura del Universo desciende bajo mil millones de grados, los fotones se vuelven muy poco energéticos para romper la conexión interna de los núcleos que se forman. A partir de este momento, las fusiones sucesivas dan origen a estructuras cada vez más complejas: deuterio, helio-3 (dos protones y un neutrón) y helio-4 (dos protones y dos neutrones).

La complejidad no irá sin embargo más lejos. Posibles colisiones entre los núcleos más ligeros pueden producir otros más pesados que contienen entre 5 y 8 constituyentes. Pero todos los núcleos susceptibles de ser creados así son inestables y se desintegran rápidamente. La inestabilidad de estos elementos frena así el proceso de complejidad de los núcleos e impide, en particular, la creación de elementos más pesados como el carbono o el oxígeno.

Es necesario añadir a este problema el hecho de que las condiciones que hacen posible la nucleosíntesis sólo se reúnen durante un tiempo muy corto, ya que el Universo está en expansión rápida. Así, la producción de núcleos se detiene en los elementos más ligeros: el helio-4 y algunos rastros de deuterio, helio-3 y litio-7. Será necesario esperar la llegada de las primeras estrellas para que elementos más complejos hagan su aparición.

La composición del Universo

Los dos elementos principales al final de la nucleosíntesis primordial son, pues, el hidrógeno (los protones) y el helio-4. Su abundancia relativa está directamente vinculada a la proporción de neutrones y protones justo antes de este período. Ahora bien, recordemos que después de la era leptónica esta proporción cambiaba rápidamente en favor de los protones a causa de la inestabilidad de los neutrones. Así, cuando la nucleosíntesis comienza, no hay más que dos neutrones para alrededor de 14 protones.

Si quiere formar un núcleo de helio, necesita dos protones y dos neutrones, lo que le deja 12 protones. En consecuencia, la nucleosíntesis primordial conduce a una proporción del orden de un núcleo de helio para 12 protones. Si se considera más bien la masa de estos elementos, el Universo se encuentra compuesto de un 25 por ciento de helio y un 75 por ciento de hidrógeno en masa, ya que un núcleo de helio es cuatro veces más pesado que un protón o un neutrón.

La teoría de Big bang confirmada por las observaciones

Esta proporción del 25 por ciento son el resultado de cálculos teóricos que se basan en la física nuclear y la física de las partículas. Aún es necesario comparar este valor a la proporción real, la que las observaciones astronómicas pueden indicarnos. Se han intentado así numerosas medidas de la relación helio-hidrógeno, por ejemplo, en galaxias muy antiguas o cúmulos globulares de nuestra Galaxia. Todas dan resultados coherentes con la relación de masa de uno a tres previsto por la teoría.

Así, las medidas de abundancia en el Universo están en perfecto acuerdo con la descripción teórica de la nucleosíntesis primordial en el marco de la teoría del Big bang. Esto constituye un éxito brillante para esta teoría y uno de los principales argumentos en su favor.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

Valid HTML 4.01 Transitional

© antonioheras.com 2013