Así nació la materia: los primeros átomos en 10 minutos

Todo lo que tienes delante parece sólido. Tu cuerpo, la pantalla, el aire y la Tierra están hechos de átomos. Pero hubo una época en la que no existía ni uno solo. El universo era demasiado caliente para mantener unidos sus componentes.

Primero tuvieron que aparecer partículas estables. Después, protones y neutrones. Y mucho más tarde, núcleos y electrones consiguieron formar los primeros átomos. Aquella transformación necesitó unos 380.000 años y dejó por el camino una pregunta incómoda: si al principio materia y antimateria debieron producirse en cantidades casi iguales, ¿por qué quedó materia suficiente para construir estrellas, planetas y seres humanos?

En el capítulo anterior vimos que el Big Bang describe un universo que se expande y se enfría. Hoy toca entrar en sus primeros minutos y descubrir cómo una mezcla abrasadora de radiación y partículas acabó convertida en los primeros átomos.

Cuando todavía no existían los átomos

Retrocede hasta las etapas más calientes del universo. Ahí la palabra materia no significa lo mismo que ahora. No hay mesas, ni rocas, ni gases. Tampoco existen átomos completos. La energía es tan alta que las partículas aparecen, chocan y se transforman constantemente.

Al bajar la temperatura, algunos cambios dejan de revertirse con tanta facilidad. Los quarks, que hoy encontramos confinados dentro de protones y neutrones, quedan unidos por la interacción fuerte. Así aparecen los hadrones, las piezas con las que se construirán los núcleos atómicos.

Conviene mantener una cautela. Nadie ha observado directamente esa etapa cósmica. La reconstruimos combinando el modelo de expansión con la física de partículas comprobada en los laboratorios. Cuanto más retrocedemos, mayores son las energías y más difícil resulta poner a prueba cada detalle.

Aun así, hay una conclusión firme: los átomos no surgieron terminados. El universo necesitó enfriarse por etapas, y cada etapa abrió la puerta a una estructura nueva.

Las piezas del puzle: protones, neutrones y electrones

El protón tiene carga positiva. El neutrón no tiene carga eléctrica neta. Los dos están formados por quarks y serán las piezas principales de los núcleos. Los electrones, mucho más ligeros y con carga negativa, ya circulaban por aquel plasma, pero todavía no podían quedarse ligados de forma duradera a los núcleos. Cada intento lo deshacía la radiación.

La expansión seguía enfriándolo todo. En muy poco tiempo, el contenido del universo pasó por condiciones que hoy solo podemos recrear de forma parcial y durante instantes diminutos. Y en mitad de esa historia apareció uno de los mayores problemas abiertos de la física.

¿Por qué hay algo en vez de antimateria?

Cuando una partícula de materia se encuentra con su antipartícula, las dos pueden aniquilarse y transformar su masa en energía. En el universo temprano, las altas temperaturas permitían crear pares de materia y antimateria. Si las cantidades hubieran sido exactamente iguales y todo hubiera evolucionado de forma perfectamente simétrica, casi toda la materia habría desaparecido al encontrarse con su contrario.

Pero aquí estamos. Las galaxias, los planetas y nosotros mismos somos la prueba de que sobrevivió un pequeño exceso de materia. La física llama bariogénesis al conjunto de procesos capaces de producir esa asimetría.

Hay propuestas que cumplen algunas de las condiciones necesarias, pero todavía no sabemos qué mecanismo concreto actuó en el universo temprano. Sabemos que algo inclinó ligeramente la balanza. No sabemos con seguridad qué fue.

Y ese residuo minúsculo lo decidió todo. Por cada enorme cantidad de pares que se aniquilaron, quedó una pequeña fracción de materia. De esa fracción procede la materia ordinaria del universo visible. Incluida la tuya.

La carrera del deuterio

Alrededor de un segundo después del comienzo de la expansión caliente, el universo contenía protones, neutrones, electrones, neutrinos y una cantidad inmensa de radiación.

Las interacciones débiles mantenían ligado el número de protones y el de neutrones, convirtiendo unos en otros. Pero la expansión enfrió el plasma y esas reacciones dejaron de seguir el ritmo. La proporción entre ambos quedó marcada por su diferencia de masa y por los neutrones que se desintegraron después.

Entonces empezó una carrera. Protones y neutrones podían unirse, pero la radiación seguía rompiendo con facilidad el deuterio, un núcleo formado por un protón y un neutrón. Sin deuterio estable, la construcción de núcleos mayores quedaba bloqueada. Cuando la temperatura bajó lo suficiente, esa barrera cedió y las reacciones nucleares avanzaron a toda velocidad.

Los minutos que decidieron la química del universo

Durante los primeros minutos, protones y neutrones formaron los núcleos más ligeros. El resultado principal fue hidrógeno y helio: aproximadamente una cuarta parte de la masa de la materia ordinaria primordial quedó en forma de helio-4. También aparecieron deuterio, helio-3 y pequeñas cantidades de litio.

La expansión puso el límite. Al bajar la densidad y la temperatura, las colisiones necesarias se volvieron cada vez menos frecuentes y la nucleosíntesis primordial se detuvo. El universo no fabricó entonces carbono, oxígeno, hierro ni oro en cantidades importantes. Para eso harían falta estrellas y acontecimientos mucho más violentos.

Lo bonito es que podemos comparar los cálculos con las abundancias primordiales que se deducen de las observaciones. El deuterio y el helio encajan notablemente bien con el modelo. El litio, en cambio, aparece en ciertas estrellas antiguas en menor cantidad de la prevista. Es el llamado problema cosmológico del litio, y sigue abierto.

Aquellos minutos dejaron una composición sencilla y, de regalo, una prueba científica: el universo actual conserva proporciones químicas que dependen de las condiciones de aquella época.

El día en que el universo se volvió transparente

Después llegó una espera larguísima. Ya había núcleos y electrones, pero el universo seguía siendo un plasma opaco. Los fotones chocaban una y otra vez con partículas cargadas y, en lugar de atravesar el cosmos en línea recta, eran dispersados continuamente.

La temperatura siguió cayendo durante cientos de miles de años, hasta que los núcleos de hidrógeno y helio pudieron por fin capturar electrones sin que la radiación los separase de inmediato. Los cosmólogos llaman a esta etapa recombinación, aunque aquellos electrones y núcleos se combinaban por primera vez.

Unos 380.000 años después del Big Bang, la temperatura había bajado lo suficiente para que se formasen átomos neutros. Al desaparecer gran parte de las cargas libres, los fotones dejaron de rebotar y pudieron recorrer distancias enormes. Esa luz sigue viajando. La expansión ha estirado su longitud de onda hasta convertirla en el fondo cósmico de microondas que medimos hoy, una imagen del universo en su infancia.

Dos matices importantes. La transparencia no llegó como si alguien pulsara un interruptor en todo el cosmos a la vez: fue una transición. Y tampoco nació entonces toda la luz del fondo, porque muchos fotones existían desde antes. Lo que cambió fue su capacidad para viajar sin ser dispersados.

Cuando observamos el fondo de microondas vemos la superficie desde la que esos fotones pudieron llegar hasta nosotros. Más atrás, el plasma era opaco a la luz. Para investigar las etapas anteriores necesitamos otras huellas y las leyes de la física.

La edad oscura no estaba vacía

El universo ya tenía átomos, pero casi todos eran de hidrógeno y helio. Y no había estrellas que iluminasen el espacio. Empezaba la llamada edad oscura cósmica. El nombre puede confundir: había radiación, materia y gravedad. Lo que faltaba eran fuentes estelares de luz. Durante decenas o cientos de millones de años, ninguna estrella había encendido todavía la fusión nuclear.

Pero aquel universo no estaba vacío ni era uniforme. Contenía hidrógeno, helio, materia oscura y pequeñas variaciones de densidad, las mismas que vemos impresas en el fondo cósmico. Y resultaron decisivas. Las regiones un poco más densas ejercían algo más de atracción gravitatoria y reunían materia adicional. La gravedad amplificó esas diferencias, y las zonas con más materia empezaron a formar una red de filamentos y concentraciones.

La materia oscura no emite luz, pero su gravedad ayudó a crear los pozos en los que cayó el gas ordinario. El hidrógeno y el helio comenzaron a reunirse. Para fabricar una estrella, ese gas tendría que perder energía, comprimirse y alcanzar temperaturas enormes en su centro. El proceso era lento, pero tenía millones de años por delante.

La oscuridad llevaba dentro el principio de su propio final.

Y ahora, las estrellas

El universo había pasado de partículas libres a núcleos y después a átomos. Y había dejado pequeñas concentraciones de materia creciendo en la oscuridad. La siguiente pregunta es inevitable: ¿cómo consiguió la gravedad comprimir aquel gas hasta encender las primeras estrellas? Es el próximo capítulo de esta historia. Si quieres ver el viaje completo, con todas sus imágenes, tienes el vídeo Así nació la materia en Historias de la Historia.

Fuentes

• CERN, *The early universe*
• CERN, *Antimatter* (el problema de la asimetría entre materia y antimateria)
• CERN, *Heavy ions and quark-gluon plasma*
• CERN, *The Standard Model*
• Encyclopaedia Britannica, *Neutron*
• Encyclopaedia Britannica, *Big-bang model*
• Edward L. Wright, *Big Bang Nucleosynthesis*, UCLA
• Ryan Cooke, *Big Bang Nucleosynthesis*, Durham University, 2024 (arXiv:2409.06015)
• Brian D. Fields, Keith A. Olive, Tsung-Han Yeh y Charles Young, *Big-Bang Nucleosynthesis After Planck*, JCAP, 2020 (arXiv:1912.01132)
• Brian D. Fields, *The Primordial Lithium Problem*, Annual Review of Nuclear and Particle Science, 2011 (arXiv:1203.3551)
• Antonio Riotto y Mark Trodden, *Recent Progress in Baryogenesis*, Annual Review of Nuclear and Particle Science, 1999 (arXiv:hep-ph/9901362)
• ESA, *Planck and the cosmic microwave background*
• ESA, *Planck reveals an almost perfect Universe*, 2013
• Planck Collaboration, *Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters*, Astronomy & Astrophysics, 2020 (arXiv:1807.06209)
• Astronomy, *The Beginning to the End of the Universe: The cosmic dark ages*, 2021