Cuando pensamos en los primeros instantes del Universo, tras el Big Bang, podríamos imaginar que las primeras moléculas en formarse fueron las más simples y familiares para nosotros, como el hidrógeno molecular (H₂) o el helio molecular (He₂). Ambos elementos son los más abundantes en el cosmos y resulta lógico suponer que, al ser tan comunes, también serían los primeros en unirse para formar moléculas. Sin embargo, la historia de las primeras moléculas del Universo no sigue un camino tan predecible.
Para comprender el origen de las primeras moléculas es necesario retroceder mucho más atrás, hasta la aparición de las partículas elementales y la transformación gradual de la materia durante la expansión y el enfriamiento cósmicos.
El Big Bang y el nacimiento de las partículas elementales
La ciencia sí puede explicarnos cómo se formaron pero no por qué. No sabemos si hay una razón para que se formaran, pero, en el caso de que la hubiera, la ciencia no puede explicarla. Lo que la ciencia sí puede decirnos es qué mecanismos físicos dieron lugar a la formación de las partículas elementales.
Todo empezó con el Big Bang, hace unos 14.000 millones de años. Cuando se produjo el Big Bang hubo una cantidad inmensa de energía en forma de radiación y las partículas elementales se formaron a partir de esa energía inicial.
Sabemos que en las primeras fracciones de segundo el universo era muy caliente, con temperaturas mayores de miles de billones de grados y muy pequeño, tanto que todo el universo podría caber en un átomo y con una densidad muy grande. Nada parecido a lo que tenemos hoy día.
De la propia radiación y por la fórmula de Einstein (E=m x c²), sabemos que puede generarse materia. Entonces, a partir de toda esa radiación se produjeron cantidades iguales de partículas y antipartículas.
Las partículas elementales son el componente básico de la materia, es decir aquellos componentes que no pueden dividirse más y que, por lo que sabemos, carecen de estructura interna. Las antipartículas son idénticas a las partículas, pero, cuando tiene carga, esta es opuesta. Todas las partículas elementales tienen una antipartícula asociada, aunque algunas de ellas, como el fotón, son su propia antipartícula.
Aquel universo en formación de los primeros instantes era como una amalgama de estas partículas elementales. A esto lo conocemos como la sopa primordial.
Estas partículas tenían unas energías muy altas, se movían a una enorme velocidad y chocaban unas con otras lo que a la vez producía más partículas y más radiación. Y en ese momento se formó la práctica totalidad de partículas elementales.
Quarks, gluones y el plasma primordial
En el primer periodo de su existencia, el universo no estaba formado por átomos propiamente dichos. Antes, todo era un plasma de quarks y gluones.
Cuando el universo tenía aproximadamente una millonésima de segundo de edad, pudieron formarse los primeros hadrones. Principalmente protones, neutrones y piones, unos mesones inestables que acabarían decayendo.
Una millonésima de segundo después del Big Bang, la temperatura del universo se habrá enfriado lo suficiente como para que los quarks se fusionen en protones y neutrones que se moverán libremente.
El encuentro entre núcleos atómicos puede reproducir en el laboratorio condiciones parecidas a las de ese universo extremadamente joven. El encontronazo entre núcleos atómicos de elemento químico oro se produce al 99,995% de la velocidad de la luz, con una violencia suficiente como para producir temperaturas centenas de miles de veces más altas que las de la capa externa del Sol en una zona del espacio mucho menor que la punta de una aguja.
Impulsadas a velocidades cercanas a la de la luz, las 79 partículas de carga positiva (protones) y las 79 partículas neutras (neutrones) del núcleo de oro alcanzan un nivel de energía tan elevado que las hace pulverizarse en partículas aún menores y más elementales: los quarks y los gluones.
Antes aprisionados, los quarks y los gluones empiezan a moverse libremente en una nube de partículas a la que los físicos denominan plasma, el cuarto estado de la materia (los otros tres son el sólido, el líquido y el gaseoso).
Cuando dos nubes que viajan en sentido opuesto se encuentran, los quarks y los gluones se chocan y se aniquilan, pero enseguida se regeneraran.
En este proceso de muerte y renacimiento subatómico, la cantidad de partículas elementales aniquiladas no siempre es igual a la de las que se crean al instante siguiente. En diversas oportunidades, la colisión de un quark con un gluón (o de un quark con otro quark o de un gluón con otro gluón) hace surgir tres partículas elementales y no dos.
A medida que las partículas elementares recién nacidas se separan luego del choque, el plasma se enfría y los quarks y los gluones libres se vuelven a unir formando partículas más grandes, como los protones y los neutrones.
Debido a que los aparatos no detectan quarks ni gluones, lo que los físicos ven son señales indirectas de lo que sucedió en el interior del plasma.
Así se CONVIERTE el PLOMO en ORO
Cómo se formaron los protones y los neutrones
Con posterioridades a aquel suceso, se han producido algunas partículas elementales de forma artificial en los aceleradores de partículas. Estos dispositivos utilizan campos electromagnéticos para hacer chocar partículas a altísima velocidad entre ellas y de esa forma provocar la aparición de nuevas partículas.
También después del Big Bang se han producido otras partículas elementales en procesos naturales como desintegraciones radiactivas o colisiones de partículas, como es el caso de los neutrinos atmosféricos.
Pero se trata de una proporción ínfima comparada con el total de materia del universo, así que sí se puede decir que toda la materia que tenemos hoy en el universo procede de esa sopa primordial.
Una vez que el universo comenzó a expandirse y a enfriarse, estas partículas elementales fueron haciendo combinaciones entre ellas y se formaron los protones y los neutrones.
La formación de estas partículas compuestas marcó una transición fundamental: el universo dejó de estar dominado exclusivamente por partículas elementales libres y comenzó a organizarse en estructuras cada vez más complejas.
La nucleosíntesis primordial
Será necesario que el universo comience a expandirse y pase de 1032 a 109 kelvin para que den comienzo las primeras reacciones de fusión.
Cuando hablamos de la nucleosíntesis que ocurrió pocos minutos tras el Big Bang, siempre nos referimos a la formación de diferentes núcleos atómicos.
Hasta aquél momento, el joven universo había estado demasiado caliente para formar partículas compuestas como protones y neutrones.
No fue hasta los tres minutos, aproximadamente, de edad del universo, que estos protones y neutrones empezaron a combinarse para formar núcleos más pesados que el de hidrógeno.
Así se formaron núcleos de deuterio, de helio e incluso un minúsculo porcentaje de núcleos de litio.
Después se fueron formando los núcleos de helio y de deuterio, que es un isótopo del hidrógeno formado por un protón y un neutrón.
A este momento que va desde 300 segundos tras el Big Bang hasta mil años después le llamamos la época de la nucleosíntesis primordial.
Todo el helio y el hidrógeno que existen en el cosmos, así como otros núcleos atómicos ligeros, se formó en ese momento porque las temperaturas que hubo a partir de entonces en el universo ya no fueron lo suficientemente altas como para continuar con su producción.
| Etapa | Proceso principal |
|---|---|
| Primeras fracciones de segundo | Formación de partículas elementales a partir de la energía |
| Aproximadamente una millonésima de segundo | Formación de protones y neutrones a partir de quarks |
| Unos tres minutos | Formación de núcleos de deuterio, helio y pequeñas cantidades de litio |
| Hasta mil años | Época de la nucleosíntesis primordial |
| Aproximadamente 378000 años | Formación de los primeros átomos neutros y liberación de los fotones |
De los núcleos a los primeros átomos
El universo no tuvo átomos propiamente dichos durante cientos de miles de años tras el Big Bang.
Para que los electrones que habitaban aquél jovencísimo universo pudieran unirse a los núcleos atómicos tendría que pasar mucho más tiempo, hasta que llegáramos a la época de la “recombinación”.
Durante toda esta época el universo, dominado por la radiación y partículas cargadas, era opaco a la luz, por lo que cualquier fotón generado era rápidamente absorbido o dispersado por las partículas cargadas, impidiendo que la luz viajara libremente.
Pero a medida que el universo continuaba su expansión y enfriamiento, llegó un punto, aproximadamente 378000 años después del Big Bang, donde la temperatura descendió lo suficiente para permitir un cambio radical.
En este momento los electrones, que hasta entonces habían tenido demasiada energía para unirse a los núcleos atómicos, se enfriaron lo suficiente como para ser capturados por los núcleos de hidrógeno.
Con la formación de los primeros átomos neutros, el universo se transformó de un plasma caliente y opaco a un estado transparente.
Los fotones, que hasta ese momento habían estado atrapados en el tira y afloja con partículas cargadas, de repente se encontraron libres para viajar a través del espacio.
La era de la recombinación no solo supuso la formación de los primeros átomos eléctricamente neutros, sino que también preparó el terreno para la evolución futura del universo.
Al hacerse transparente a la luz, este medio dejó de estar dominado por la presión de la radiación.
El fondo cósmico de microondas proporciona una instantánea del universo en el momento de la recombinación.
La edad oscura y el nacimiento de las primeras estrellas
El universo entró en una fase de oscuridad, conocida como la "edad oscura".
Durante este tiempo, sin estrellas o galaxias para iluminar el cosmos, el universo permaneció en una vasta oscuridad.
Al cabo de millones de años, cuando el universo se había expandido y enfriado lo suficiente, esta gigantesca nube de hidrógeno y helio se había ido fracturando en trozos cada vez más pequeños y densos.
Estas concentraciones de materia poco a poco colapsaron bajo su propia gravedad y a partir de ellas se formarían las primeras estrellas y galaxias, poniendo fin a la edad oscura.
Present observations suggest that the first stars formed from clouds of gas around 150-200 million years after the Big Bang.
Tendrán que pasar unos 250 millones de años desde la gran explosión que dio origen al cosmos para ver nacer las primeras estrellas del universo.
Una estrella joven se compone principalmente de hidrógeno, que es el elemento químico más simple y el que propiciará el origen de todos los demás.
El universo está compuesto principalmente de hidrógeno y helio, en una proporción parecida a la que se formó apenas unos minutos después del Big Bang.
De aquella gigantesca nube de gas, que se fragmentó en incontables nubes más pequeñas, que acabarían formando galaxias y cúmulos de galaxias, apenas un pequeño porcentaje ha llegado a formar una estrella.
A día de hoy, la mayoría de la materia ordinaria de nuestro universo sigue en forma de gas, llenando el medio entre las estrellas o incluso entre las galaxias que forman un cúmulo de galaxias.
La formación de moléculas: por qué apareció primero el hidruro de helio
A medida que el cosmos se fue enfriando, aparecieron los primeros átomos, principalmente hidrógeno y helio, los ingredientes básicos para las moléculas.
Pero la primera molécula que surgió no fue ni H₂ ni He₂, sino algo mucho más exótico y sorprendente: el hidruro de helio (HeH⁺).
Esta molécula, a veces llamada "la molécula que no debería existir", tiene una historia fascinante que nos transporta a los primeros momentos de la historia de nuestro Universo.
La primera molécula
El hidruro de helio (HeH⁺) es una molécula compuesta por un átomo de helio y un protón de hidrógeno.
Esta molécula apareció cuando el Universo tenía unos 100.000 años de antigüedad, lo cual en términos cósmicos es apenas un suspiro después del Big Bang.
Para entenderlo, debemos recordar que, en el Universo temprano, los átomos más sencillos y ligeros, como el hidrógeno y el helio, dominaban el escenario.
El helio, aunque no es muy reactivo bajo condiciones normales, estaba en un entorno tan extremo que, en ciertos momentos, podía unirse al hidrógeno ionizado (protones).
Así, en este contexto de altas temperaturas y energías, el helio neutral logró capturar un protón de hidrógeno, formando el hidruro de helio.
Esta molécula no es algo que esperaríamos ver bajo condiciones comunes en la Tierra porque es extremadamente inestable.
Una molécula extremadamente inestable
El hidruro de helio es un poco como un rompecabezas cósmico.
A pesar de ser la primera molécula en formarse, su estabilidad es tan limitada que podríamos pensar que no debería existir en absoluto.
Generalmente, el helio no se mezcla con otros átomos y no tiende a formar enlaces químicos.
Por esta razón, cuando los científicos comenzaron a estudiar la química del Universo temprano, la idea de que el helio formara una molécula con el hidrógeno resultaba asombrosa y difícil de creer.
La razón por la que el hidruro de helio no es común hoy en día se debe a su extrema inestabilidad.
En cuanto las condiciones del Universo se hicieron más frías y las estrellas comenzaron a formarse, otras moléculas, como el H₂, comenzaron a dominar el panorama.
La confirmación del HeH⁺ en el espacio
No fue hasta 2019 que los científicos lograron detectar la presencia de hidruro de helio en el espacio, confirmando finalmente lo que por años había sido solo una teoría.
Lo encontraron en la nebulosa planetaria NGC 7027, un tipo de nube de gas que rodea a una estrella moribunda, usando un sofisticado observatorio aéreo llamado SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy).
Este hallazgo fue como descubrir una reliquia de los primeros tiempos del Universo, un eco químico que nos conecta con los primeros minutos después del Big Bang.
El hidruro de helio como testimonio del universo primigenio
Aparte de ser la primera molécula del Universo, el hidruro de helio tiene algunas características que lo hacen particularmente interesante para la ciencia.
En primer lugar, su existencia es una prueba de cómo funcionaban las leyes de la química en el universo primigenio.
Al estudiar moléculas como el HeH⁺, los científicos pueden entender mejor cómo se comportaban los átomos y las partículas en las primeras etapas del cosmos, mucho antes de que las estrellas y galaxias comenzaran a formarse.
Otra curiosidad es que el hidruro de helio también tiene un papel en el estudio de los procesos estelares actuales.
Por ejemplo, su detección en nebulosas planetarias, como la famosa NGC 7027, ayuda a los astrónomos a entender cómo las estrellas viejas, al morir, influyen en la química del espacio a su alrededor.
Además, aunque su formación en el Universo actual es extremadamente rara, los científicos han logrado recrear esta molécula en laboratorios en la Tierra, lo que nos permite estudiar su comportamiento en detalle.
Cómo se investigan las condiciones del universo temprano
Mediante un experimento que reproduce los momentos iniciales del Universo, un equipo internacional explica el comportamiento de las partículas.
Ésa es una de las situaciones más extremas que los físicos logran crear en laboratorio, similar a la que habría existido fracciones de segundo después del Big Bang, la explosión que originó el Universo hace 13.700 millones de años.
Si bien son capaces de reproducir condiciones tan energéticas, los físicos no comprenden aún muy bien por qué las partículas que surgen de esa colisión se esparcen del modo que registran sus equipamientos.
En los experimentos del Colisionador Relativístico de Iones Pesados (Rhic), el acelerador de partículas del Laboratorio Nacional Brookhaven, Estados Unidos, los físicos solían observar resultados distintos a los esperados.
Cuando arrojaban núcleos pesados como los de oro unos contra otros, detectaban señales de que tres partículas elementales se habían generado en el interior del plasma a una frecuencia mayor que la que predecía la teoría y que la que observaban en las colisiones de núcleos de hidrógeno, más livianos, formados por un solo protón.
En colaboración con físicos de México y Estados Unidos, Javier Magnin, del CBPF, analizó estos resultados y arribó a una explicación bastante plausible.
“La posibilidad de generar dos o tres partículas elementales es la misma tanto en el choque de núcleos livianos como en el de los pesados”, dice Magnin.
“En las colisiones de oro encontramos más a menudo señales de la producción de tres partículas debido a una cuestión de geometría”, explica.
El motivo de esto es más simple de lo que podría imaginarse y se relaciona con el trayecto que las partículas elementales recorren en el interior del plasma.
En los eventos que generan tres partículas elementales, una de éstas siempre recorre una distancia menor que el camino que atraviesan las surgidas en choques que dan origen a dos partículas hasta escapar del plasma y generar una partícula detectable.
Según los físicos, este tipo de experimentos puede ayudar a comprender qué sucedió enseguida después del Big Bang, cuando un plasma ultracaliente y denso de quarks y gluones ocupaba todo el Universo.
“Aún no sabemos cómo evoluciona el plasma y se transforma en un gas de partículas, por ejemplo”, comenta Magnin.
De los elementos ligeros a la materia del universo actual
Una estrella es un acto de equilibrio entre dos grandes fuerzas de la naturaleza.
Por un lado, se presenta la fuerza de aplastamiento que ejerce la propia gravedad del astro intentando exprimir la materia estelar y convertirla en una esfera densa y pequeña.
Por el otro, existe una inmensa presión derivada de las reacciones de fusión que ocurren en el centro de la estrella y que tratan de empujar todo ese material hacia el exterior.
A lo largo de su vida irá quemando el combustible de su interior en diferentes etapas, en una lucha constante contra su propia gravedad.
Su masa inicial marcará su destino final, de modo que las más masivas fabricarán elementos más rápidamente, mientras que las más pequeñas lo harán pausadamente, pero durante mucho más tiempo.
Al inicio, los dos componentes de cada átomo de hidrógeno, protón y electrón, están separados.
Sin embargo, la alta presión en el interior de la estrella puede unir dos protones, y en ocasiones, un protón capturará un electrón y formará un neutrón.
Cuando dos protones se unen a dos de estos neutrones dan origen a un núcleo del helio, que se convierte así el segundo elemento químico en aparecer.
Del mismo modo, cuando dos núcleos de helio se fusionan forman el núcleo de un nuevo elemento, denominado berilio.
Este proceso continúa, de manera que la fusión de berilio con helio produce un núcleo de carbono, la fusión de carbono y un núcleo de helio conduce a un núcleo de oxígeno, y así sucesivamente.
Estas reacciones de fusión son el origen de los núcleos de la mayoría de los elementos químicos más ligeros que el hierro y se caracterizan por liberar energía, manteniendo viva la estrella.
Sin embargo, las reacciones de fusión que dan origen a elementos más pesados que el hierro no liberan energía, sino que la consumen.
Si tales reacciones ocurrieran, usarían toda la energía de la estrella y esto causaría su colapso inmediato.
Pero no todas las estrellas llegan a producir hierro.
En estrellas menos masivas que el Sol, las reacciones se detienen con la creación del helio a partir del hidrógeno.
En estrellas más masivas que el Sol, pero inferiores a unas ocho masas solares, las reacciones adicionales que convierten el helio en carbono y oxígeno tienen lugar en etapas sucesivas antes de que dichas estrellas exploten.
Supernovas, estrellas de neutrones y elementos pesados
El núcleo de hierro es el núcleo más estable de la naturaleza, y resiste la fusión en cualquier núcleo más pesado.
Cuando el núcleo central de una estrella muy masiva se convierte en núcleos de hierro puro, el núcleo ya no puede soportar la fuerza de aplastamiento de la gravedad resultante de toda la materia sobre el núcleo, y este termina por colapsar bajo su propio peso.
A estas estrellas se las conoce como supernovas.
Durante su rápido y violenta destrucción expulsan las capas superiores a velocidades de 15.000 a 40.000 kilómetros por segundo, enriqueciendo el medio interestelar de los elementos que lo forman.
Además, en los pocos segundos posteriores a este proceso se dan condiciones de presión y temperatura tan elevadas que permiten la formación de elementos más pesados que el hierro, como el cobre, el zinc o el criptón.
No siempre la muerte de las estrellas termina en una supernova.
En ocasiones la estrella colapsa hasta tener un tamaño de aproximadamente 10 kilómetros de radio, con una masa que duplica a la de nuestro vecino Sol, y en la que una cucharadita de materia puede llegar a pesar 5.000 millones de toneladas.
Todo esto, mientras gira hasta 40.000 vueltas por minuto.
En un objeto de estas características la materia está compuesta principalmente por neutrones y unos pocos protones y electrones.
Y, cuando dos de estas estrellas de neutrones chocan, provocan no solo ondulaciones del espacio-tiempo, conocidas como ondas gravitacionales, sino que también producen una potente explosión de rayos gamma.
Como consecuencia, parte del material que las forma sale despedido a gran velocidad, dando lugar entonces a otros elementos pesados y raros como el oro, el platino o el plomo.
Es posible afirmar así que todos los elementos de la Tabla Periódica de Mendeleev, y en especial los átomos fundamentales para la vida como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno, provienen del devenir de generaciones de estrellas que han ido sembrando las semillas para la formación de planetas, lunas y asteroides, así como los seres vivos.
Como dijo el divulgador y astrónomo Carl Sagan, “estamos hechos de materia estelar”. Somos simplemente polvo de estrellas.
La composición del universo
Tras 13.800 millones de años, el universo se compone actualmente de un 75% de hidrógeno, 23% de helio y sólo un 2% en masa de todos los demás elementos.
Las observaciones astronómicas indican que la materia visible constituye solo una pequeña parte del contenido total del universo.
Astronomical and physical calculations suggest that the visible universe is only a tiny amount (4%) of what the universe is actually made of.
Una muy grande fracción del universo, en concreto un 26%, está formada por un tipo desconocido de materia llamada “materia oscura”.
Una forma de energía aún más misteriosa llamada “energía oscura” representa cerca del 70% del contenido de masa-energía del universo.
Incluso se sabe menos sobre ella que sobre la materia oscura.
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