Ya existe un núcleo de helio, pero todavía no un átomo neutro de helio. ¿Cómo es posible? El Universo joven y caliente podía formar un núcleo muy ligado e impedir a la vez que los electrones permanecieran unidos a él.
Los primeros núcleos ligeros se formaron durante los primeros minutos de la historia cósmica. Los átomos neutros aparecieron mucho después, cuando la materia y la radiación se habían enfriado lo suficiente. Unos 380 mil años es una referencia para la época de recombinación del hidrógeno y la liberación de la luz relicta, no el instante de nacimiento de todos los átomos. ESA: de los núcleos al hidrógeno neutro.
Formar un núcleo y ligar un electrón son tareas distintas
Un núcleo contiene protones y, por lo general, neutrones. El núcleo del hidrógeno más común es un solo protón; estos protones ya existían antes de la principal época de formación de núcleos ligeros. El núcleo de helio-4 contiene dos protones y dos neutrones. Un átomo también tiene electrones ligados al núcleo mediante la interacción electromagnética. Cómo está construido un átomo.
Si retiramos electrones de un átomo, obtenemos un ion positivo sin cambiar necesariamente su núcleo. Transformar hidrógeno en helio exige cambiar la composición nuclear; transformar un ion de hidrógeno en hidrógeno neutro solo requiere ligar un electrón al protón. Estos dos tipos de reorganización separan etapas de la historia temprana de la materia.
Los primeros minutos: una breve ventana para los núcleos ligeros
Al principio, la radiación energética destruía fácilmente el deuterio recién formado: un núcleo con un protón y un neutrón. El deuterio era un paso necesario hacia otros núcleos ligeros más complejos. Al expandirse y enfriarse el Universo, quedaron suficientemente pocos fotones destructivos para superar ese obstáculo y continuar la cadena de reacciones.
Así ocurrió la nucleosíntesis primordial, la formación de núcleos ligeros en el Universo temprano. La mayoría de los neutrones que sobrevivieron hasta entonces terminó en helio-4. Quedaron también deuterio, helio-3 y una pequeña cantidad de núcleos relacionados con la producción de litio-7. La mayoría de los protones permaneció como núcleos de hidrógeno. Particle Data Group: física de la nucleosíntesis primordial, §24.2.
¿Por qué no apareció de una vez toda la tabla periódica? La materia se diluía rápidamente, las reacciones tenían poco tiempo y no existen núcleos estables con cinco u ocho nucleones. Esto dificulta la construcción de núcleos más pesados. Las estrellas y otros procesos astrofísicos escribieron después la mayor parte de la historia del carbono, el oxígeno y muchos otros elementos. De dónde proceden los distintos elementos.
Existen núcleos, pero la materia sigue siendo plasma
Después de la nucleosíntesis, la materia ordinaria permaneció mucho tiempo como plasma, un gas con electrones libres y núcleos cargados. Algunos electrones podían unirse, pero la radiación volvía a ionizar los átomos. Un núcleo resistente no garantizaba un átomo neutro duradero.
La luz ya existía. Sin embargo, los electrones libres la dispersaban con frecuencia y cambiaban la dirección de los fotones. En aquel medio la luz no podía recorrer grandes distancias sin interaccionar, como generalmente puede hacerlo hoy en el espacio intergaláctico. Un «Universo opaco» no significa un Universo sin luz. ESA: interacción de la radiación con el plasma temprano.
Rama · un cálculoOpcional · puedes omitir esta parte
Una cuarta parte de la masa no es una cuarta parte de los átomos
Un resultado redondeado de la nucleosíntesis primordial es aproximadamente una cuarta parte de la masa de materia ordinaria en helio-4, y el resto principalmente en hidrógeno. No es una fracción de toda la energía cósmica ni de los núcleos contados uno a uno. PDG: definición de la fracción de helio, ecuación 24.1.
Imaginemos 12 núcleos de hidrógeno común y uno de helio-4. Aproximamos la misma masa para cada nucleón; despreciamos las masas de los electrones y las diferencias de energía de enlace. El hidrógeno aporta 12 unidades de masa y el helio, 4:
f_(He) ≈ (4)/(12 + 4) = (1)/(4).
En número, el helio representa solo 1 de 13 núcleos, cerca del 7,7%. Es un recuento didáctico, no una reproducción precisa de la composición observada con todos sus isótopos.
El enfriamiento permitió que los átomos persistieran
Al descender la temperatura y la densidad, más electrones podían permanecer ligados a los núcleos. Esta época se denomina recombinación. El nombre es histórico: no exige que esos mismos átomos hubieran existido antes. La nucleosíntesis modificaba los núcleos; la recombinación, su estado electrónico.
El helio ligó electrones antes que el hidrógeno. La formación generalizada de hidrógeno neutro se asocia con unos 380 mil años y una temperatura cercana a 3000 K. Son referencias redondeadas dentro del modelo cosmológico estándar; el proceso duró cierto tiempo y algunos electrones quedaron libres. Seager, Sasselov y Scott: recombinación gradual, §2.1–2.2.
Dos cambios en la materia
Los primeros minutos
Se forman núcleos ligeros
Núcleo de hidrógeno: un protón que ya existía
Helio-4: dos protones y dos neutrones
Los electrones siguen mayormente libres. Un núcleo todavía no es un átomo neutro.
Unos 380 mil años
El hidrógeno se vuelve mayormente neutro
Hidrógeno neutro: un protón y un electrón ligado
Un protón liga un electrón. No cambia la composición del núcleo; disminuyen los electrones libres.
Los círculos naranjas son protones; los otros círculos dentro del helio son neutrones. La nube translúcida representa un electrón ligado, no su órbita.
Con menos electrones libres, los fotones se dispersaban menos y el Universo se volvió mucho más transparente. Muchos fotones viajan hacia nosotros desde entonces; la expansión alargó sus longitudes de onda y hoy observamos el fondo cósmico de microondas. Es luz antigua que pudo propagarse más libremente, no la primera creación de luz.
Rama · física del procesoOpcional · puedes omitir esta parte
¿Por qué la recombinación no fue un clic instantáneo?
Un electrón capturado por un átomo puede ocupar inicialmente un estado excitado. La transición hacia un estado más estable emite radiación. Pero ese fotón puede excitar o ionizar un átomo vecino y retrasar la neutralización general.
Resultan importantes las vías que permiten al fotón evitar otra absorción, incluido el corrimiento cosmológico al rojo, y las transiciones que emiten dos fotones. La historia precisa requiere calcular las transiciones atómicas y la expansión; no basta un único umbral de temperatura. Cálculo original de recombinación: §2.1.
Distintas huellas permiten comprobar esta historia
La nucleosíntesis se contrasta con la abundancia de elementos ligeros en lugares donde las estrellas alteraron poco la composición primordial. Los espectros de gas lejano y poco enriquecido permiten, por ejemplo, estimar la proporción de deuterio respecto al hidrógeno. La recombinación dejó otra huella: las propiedades del fondo cósmico de microondas.
Esto no significa que cada número concuerde perfectamente. En particular, las abundancias primordiales de litio-7 inferidas de estrellas antiguas difieren de la predicción estándar; se investiga el procesamiento estelar y otras explicaciones. Es el problema del litio, no una razón para considerar que todos los elementos ligeros carecen de comprobación. PDG: observaciones y problema del litio, §24.3–24.5.
Los átomos no pasaron 380 mil años esperando a «terminar sus núcleos». Primero se formaron los núcleos ligeros y después cambiaron las condiciones que permitían conservar electrones ligados. Si un electrón abandona un átomo de hidrógeno, este se vuelve un ion; no nace un elemento químico nuevo.