La misteriosa relaci¨®n entre los m¨®viles y el Big Bang

?Qu¨¦ tienen que ver las bater¨ªas de los m¨®viles con los comienzos del universo? Para contestar a esa pregunta, hagamos un viaje fant¨¢stico. Imaginemos que hace 20 segundos que empez¨® todo. Cuando digo ¡°todo¡±, me refiero al universo en s¨ª. Cuando escribo ¡°empez¨®¡±, quiero decir que incluso el tiempo comenz¨® su existencia tal y como lo conocemos hoy (o pensamos que lo conocemos). Estamos a 20 segundos del Big Bang. En ese momento, la temperatura de todo el universo es de 1.000 millones de grados, casi 100 veces mayor que la temperatura del interior del Sol, y que solo se alcanza en algunas estrellas durante breves periodos explosivos. La densidad de todo el universo en ese momento es de unos 10.000 kg/m?, que tampoco es tan alta, decenas de veces menor que la del interior del Sol, e incluso menor que lo m¨¢s denso que tenemos en la Tierra, el osmio o el iridio.

La comparaci¨®n con el Sol no es balad¨ª. La temperatura y densidad son tan extremas en ese universo reci¨¦n nacido (aunque el concepto de nacer es extra?o, no empieza su vida en un entorno, es el entorno en s¨ª) que es altamente probable que las part¨ªculas choquen y se fusionen, como en el Sol. Y, de nuevo, muy parecido al Sol, las part¨ªculas de materia normal que hay en esas condiciones son fundamentalmente protones, neutrones, y electrones, ba?adas por un mar de fotones, neutrinos y otras part¨ªculas m¨¢s ex¨®ticas (tan ex¨®ticas que algunas no tienen masa). Justo cuando se cumplen 20 segundos del reloj c¨®smico, las fusiones son tan probables como las fisiones. Efectivamente, hay protones y neutrones que se encuentran, chocan y se unen para formar otras part¨ªculas, que llamamos ¨¢tomos. M¨¢s en concreto, n¨²cleos de ¨¢tomos, porque los electrones tienen demasiada energ¨ªa para ser atra¨ªdos por los n¨²cleos, y pasar¨¢n as¨ª cientos de miles de a?os. De igual manera, a la temperatura y densidad que mencion¨¢bamos, los ¨¢tomos tambi¨¦n chocan y se dividen, liberando los protones y neutrones, o conjuntos de ellos.

Pero hay una diferencia clave entre ese universo de 20 segundos y el interior del Sol. Mientras nuestra estrella es estable, y la temperatura, densidad y tama?o permanecen bastante constantes mientras se crea energ¨ªa en las reacciones de fusi¨®n, el universo no es nada estable en una propiedad: el espacio-tiempo se expande, su volumen cada vez es m¨¢s grande. Si el contenido del universo no cambia (tampoco puede coger nada de otro sitio, ni soltarlo, es ¡°todo¡± lo que existe), y el volumen crece, entonces la densidad, que es masa dividida por volumen, disminuye. Eso significa que cada vez es m¨¢s dif¨ªcil que las fusiones y fisiones ocurran, muchos ¨¢tomos ya formados no pueden ser destruidos. Y llegar¨¢ un momento en que no se formen m¨¢s ¨¢tomos, todo el pescado estar¨¢ vendido en esa etapa del universo que llamamos de la nucleos¨ªntesis del Big Bang. BBN es como se suele escribir, los f¨ªsicos somos vagos y usamos muchos acr¨®nimos (la mayor¨ªa, provenientes del ingl¨¦s, como este caso).

El viaje que describo, m¨¢s que hecho por una persona, es el viaje del universo entero. ?Y qu¨¦ pruebas tienes de que ese viaje existi¨®? Pues con sus ¡°fotos de recuerdo¡±, que en este caso identificamos con mucha dificultad. Y aqu¨ª es donde entran en juego las bater¨ªas de nuestro t¨ªtulo. El proceso de formaci¨®n de n¨²cleos antes de que las estrellas entren en juego, solo debi¨® de ser capaz de crear ¨¢tomos con 2 protones, que define al elemento llamado helio, 3 protones, que es litio, y alguno de 4 protones, que es berilio. Adem¨¢s de esos tres tipos de elementos, al que se une el elemento con un solo prot¨®n, que es el hidr¨®geno, se debieron formar n¨²cleos de cada elemento con distinto n¨²mero de neutrones. Por ejemplo, ¨¢tomos de hidr¨®geno con un prot¨®n y un neutr¨®n, que se llama deuterio, o con un prot¨®n y dos neutrones, que es el tritio. O elementos con dos protones y dos neutrones, que se llama helio-4, la forma m¨¢s normal del helio, que tambi¨¦n puede aparecer como helio-3, que son dos protones y un neutr¨®n. O elementos con cuatro protones y tres neutrones, que se llama berilio-siete, y es el is¨®topo de ese elemento que se debi¨® formar en esa BBN.

?Por qu¨¦ no se formaron otros elementos? ?Cu¨¢ntos ¨¢tomos e is¨®topos de cada tipo se formaron? ?Cu¨¢nto dur¨® esta etapa del universo? ?Qu¨¦ pas¨® con los ¨¢tomos que se crearon en ese momento en el resto de la historia del universo? Para responder a esas preguntas hay que conocer m¨²ltiples cosas y formar una teor¨ªa que las a¨²ne y sea comprobable. Tenemos que conocer propiedades generales del universo, como la evoluci¨®n de su temperatura y densidad, que en realidad es conocer bien la expansi¨®n en esos primeros momentos del cosmos. Esos datos son esenciales para saber cu¨¢n probables son los encuentros entre part¨ªculas. Tambi¨¦n debemos saber propiedades f¨ªsicas que podemos estudiar en un laboratorio, como cu¨¢n probable es que un prot¨®n y un neutr¨®n se unan para formar deuterio, o c¨®mo depende esa probabilidad de la energ¨ªa de las dos part¨ªculas (que depende de la temperatura). Tambi¨¦n hay que conocer las reacciones para todos los dem¨¢s ¨¢tomos, aunque el trabajo de laboratorio se complica porque para formar helio-4, por ejemplo, puedes hacerlo con un choque de helio-3 con un neutr¨®n, o uniendo dos deuterios, o destruyendo un berilio-7, los m¨¦todos de formaci¨®n relevantes ya son varios.

La cosa no se queda ah¨ª, las cantidades de hidr¨®geno ¡°normal¡±, y de deuterio, helio-3, helio-4 o berilio-7 formadas dependen de cu¨¢ntos protones y neutrones hab¨ªa al principio del proceso, que sumados dan toda la masa de materia normal del cosmos. Y tambi¨¦n se debe considerar que los neutrones son muy inestables, solo duran unos diez minutos antes de desintegrarse en un prot¨®n y un electr¨®n (y otras part¨ªculas), a no ser que se unan con protones en un n¨²cleo at¨®mico, que los hace mucho m¨¢s estables. Aunque no completamente, algunos n¨²cleos son muy inestables tambi¨¦n, radiactivos decimos, como es el caso del berilio-7. Todo el proceso de BBN depende tambi¨¦n de cu¨¢ntos fotones hab¨ªa en el universo y su energ¨ªa. ?Un mont¨®n de distintos ingredientes!

Como dec¨ªamos, si aunamos todo nuestro conocimiento en una teor¨ªa, debemos ser capaces de comprobarla con datos. Y aqu¨ª entra la parte astrof¨ªsica y la relaci¨®n con los m¨®viles. Nuestra teor¨ªa de la nucleos¨ªntesis del Big Bang predice que el proceso dur¨® unos veinte minutos y que el 75% de la masa que suman todos los ¨¢tomos creados estaba en forma de hidr¨®geno (es decir, protones que ¡°sobraron¡±), y pr¨¢cticamente todo lo dem¨¢s fue helio, salvo un 0.01% de deuterio y helio-3 y una mil-millon¨¦sima parte de litio. Esas son las conocidas como abundancias del BBN.

Las abundancias de hidr¨®geno y helio que hoy observamos y medimos, considerando adecuadamente los elementos que las estrellas han ido formando y las muy peque?as variaciones que han sufrido por el paso del tiempo por otros procesos, son extremadamente parecidas a lo que predice la teor¨ªa del Big Bang. Tambi¨¦n las abundancias de deuterio y helio-3. Pero no as¨ª las abundancias de litio: en el universo hoy deber¨ªa haber unas tres veces m¨¢s litio del que hay o, al menos, del que medimos que hay.

El litio, que es esencial para fabricar las bater¨ªas de nuestros m¨®viles y de otros dispositivos que usan pilas recargables, como port¨¢tiles o coches el¨¦ctricos, es mucho menos abundante de lo esperado. ?Por qu¨¦? Una posible respuesta es que hay algo que no cuadra en la teor¨ªa del Big Bang, algo no entendemos de c¨®mo se comport¨® el litio en la BBN o despu¨¦s. Alternativamente, quiz¨¢s m¨¢s probable, nuestras medidas de las abundancias de litio en el universo de hoy (14.000 millones de a?os despu¨¦s de esos 20 segundos primigenios de la BBN) est¨¢n mal por alg¨²n fen¨®meno que no hemos tenido en cuenta. Las empresas que fabrican bater¨ªas deber¨ªan estar atentas, seguramente tiene que haber mucho m¨¢s litio por ah¨ª pululando. Ah¨ª hay negocio (y ciencia b¨¢sica).