b'\n_START_ARTICLE_\nNucleos\xc3\xadntesis primordial\n_START_SECTION_\nSecuencia de la nucleos\xc3\xadntesis\n_START_PARAGRAPH_\nLa nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang empieza sobre un minuto despu\xc3\xa9s del Big Bang, cuando el Universo se ha enfriado lo suficiente como para formar protones y neutrones estables despu\xc3\xa9s de la bariog\xc3\xa9nesis. Las abundancias relativas de estas part\xc3\xadculas siguen los argumentos termodin\xc3\xa1micos sencillos, combinados con el hecho de que la temperatura media del Universo cambia a trav\xc3\xa9s del tiempo (si las reacciones necesarias para alcanzar el termodin\xc3\xa1micamente favorecido equilibrio, los valores son demasiado peque\xc3\xb1os comparados con los cambios de temperatura provocados por la expansi\xc3\xb3n, las abundancias permanecer\xc3\xadan en alg\xc3\xban valor espec\xc3\xadfico sin equilibrio). Combinando la termodin\xc3\xa1mica y los cambios tra\xc3\xaddos en la expansi\xc3\xb3n c\xc3\xb3smica, se puede calcular la fracci\xc3\xb3n de protones y neutrones basada en la temperatura en este punto. Esta fracci\xc3\xb3n favorece a los protones, porque las grandes masas de neutrones resultan de la conversi\xc3\xb3n de neutrones a protones con una vida media de unos 15 minutos. Una caracter\xc3\xadstica de la Nucleos\xc3\xadntesis es que las leyes y las constantes f\xc3\xadsicas que gobiernan el comportamiento de la materia a estos niveles de energ\xc3\xada est\xc3\xa1n muy bien comprendidos e incluso la Nucleos\xc3\xadntesis carece de las incertidumbres especulativas que caracterizan los primeros periodos en la vida del Universo. Otra caracter\xc3\xadstica es que el proceso de nucleos\xc3\xadntesis est\xc3\xa1 determinado por las condiciones en las que empez\xc3\xb3 esta fase de la vida del Universo, haciendo que lo que ocurriera antes fuera irrelevante._NEWLINE_Seg\xc3\xban se expande el Universo, se enfr\xc3\xada. Los neutrones libres y los protones son menos estables que los n\xc3\xbacleos de Helio y los protones y neutrones tienen una fuerte tendencia a formar He-4. Sin embargo, el He-4 antiguo necesita el paso intermedio de formar el deuterio. En ese momento en que ocurre la nucleos\xc3\xadntesis, la temperatura es suficientemente alta para la energ\xc3\xada media por part\xc3\xadcula para ser mayor que la energ\xc3\xada de enlace del deuterio. Adem\xc3\xa1s, cualquier deuterio que se formara se destruir\xc3\xada inmediatamente (una situaci\xc3\xb3n conocida como el cuello de botella del deuterio). As\xc3\xad, la formaci\xc3\xb3n de He-4 se retrasa hasta que el Universo se vuelva lo suficientemente fr\xc3\xado como para formar deuterio (aproximadamente T = 0.1 MeV), cuando hay una r\xc3\xa1faga repentina de formaci\xc3\xb3n de elementos. Poco despu\xc3\xa9s, tres minutos despu\xc3\xa9s del Big Bang, el Universo est\xc3\xa1 demasiado fr\xc3\xado para que ocurra cualquier fusi\xc3\xb3n nuclear. En este punto, las abundancias elementales son fijadas y solo cambian como productos de la radioactividad de la descomposici\xc3\xb3n de la Nucleos\xc3\xadntesis (como el tritio).\xe2\x80\x8b_NEWLINE_En estos momentos (era lept\xc3\xb3nica), el Universo era una mezcla de diferentes part\xc3\xadculas, donde la proporci\xc3\xb3n aproximada entre bariones y fotones era \xce\xb7 = 10\xe2\x81\xbb\xc2\xb9\xe2\x81\xb0. En esta fase, el ritmo de expansi\xc3\xb3n del Universo era mayor que las escalas de tiempo de las diversas interacciones (electromagn\xc3\xa9tica, fuerte o d\xc3\xa9bil) y por tanto las reacciones nucleares se llevaban a cabo tanto en un sentido como en otro, y se manten\xc3\xada por tanto el equilibrio entre especies. Cuando el ritmo de expansi\xc3\xb3n es inferior a alguna interacci\xc3\xb3n se produce el desacoplamiento. A los 0,1 segundos el Universo se hab\xc3\xada enfriado hasta una temperatura de 3\xc2\xb710\xc2\xb9\xe2\x81\xb0 K (unos 4 MeV). El tiempo caracter\xc3\xadstico de las interacciones d\xc3\xa9biles es proporcional a T\xe2\x81\xb5, y por tanto menos sensible a los cambios de temperatura: los neutrinos dejaron de estar en equilibrio y se desacoplaron, comenzando a expandirse adiab\xc3\xa1ticamente a una temperatura inversamente proporcional al tama\xc3\xb1o del Universo. Otras formas de interacci\xc3\xb3n d\xc3\xa9bil, como neutr\xc3\xb3n + positr\xc3\xb3n <--> prot\xc3\xb3n + antineutrino a\xc3\xban eran suficientemente r\xc3\xa1pidas como para mantener un equilibrio entre neutrones y protones. Otros autores han sugerido escenarios alternativos._NEWLINE_La existencia de inhomogeneidades habr\xc3\xada tenido una enorme repercusi\xc3\xb3n en la nucleos\xc3\xadntesis primordial. Un segundo despu\xc3\xa9s del Big Bang (T = 10\xc2\xb9\xe2\x81\xb0 K, 1 MeV), las reacciones que manten\xc3\xadan el equilibrio entre neutrones y protones se volvieron m\xc3\xa1s lentas que la expansi\xc3\xb3n. La proporci\xc3\xb3n n/p se congel\xc3\xb3 en torno a 0,18. De esta manera, el mayor contenido de protones dar\xc3\xada como resultado la abundancia de hidr\xc3\xb3geno y helio. A los 10 segundos, con T = 3\xc2\xb710\xe2\x81\xb9 K, 0,5 MeV, los fotones dejaron de ser lo suficientemente energ\xc3\xa9ticos para crear pares electr\xc3\xb3n-positr\xc3\xb3n. Se produjo una aniquilaci\xc3\xb3n de pares que dio lugar a una proporci\xc3\xb3n de un electr\xc3\xb3n por cada 10\xe2\x81\xb9 fotones. Este fue el fin de la era lept\xc3\xb3nica, dando lugar a la era de la radiaci\xc3\xb3n, que dur\xc3\xb3 hasta unos 372.000 a\xc3\xb1os de media tras el Big Bang, comenzando hacia 257.000 a\xc3\xb1os hasta pasados los 487.000, momento en el que la materia y la energ\xc3\xada se desacoplaron completamente, a una temperatura de unos 3000 K, y produjeron la radiaci\xc3\xb3n de fondo, que actualmente, debido al desplazamiento al rojo, tiene una temperatura de antena de unos 2,7 K._NEWLINE_Durante la era de la radiaci\xc3\xb3n no se pudo producir deuterio u otros n\xc3\xbacleos m\xc3\xa1s pesados, hasta que la temperatura descendi\xc3\xb3 a 9\xc2\xb710\xe2\x81\xb8 K (0,1 MeV), unos 200 segundos despu\xc3\xa9s del Big Bang. En este momento la s\xc3\xadntesis del deuterio se produjo en cantidades apreciables y comenz\xc3\xb3 la nucleos\xc3\xadntesis primordial. El deuterio se combin\xc3\xb3 con los protones, dando lugar al \xc2\xb3He. Poco despu\xc3\xa9s la mayor parte de neutrones se integraron dando lugar al \xe2\x81\xb4He. Con una proporci\xc3\xb3n n/p = 0,15, ligeramente tras la \'congelaci\xc3\xb3n\', la proporci\xc3\xb3n entre el hidr\xc3\xb3geno y el \xe2\x81\xb4He es de 3 a 1. Tal y como anticiparon Enrico Fermi y sus colaboradores, como hay n\xc3\xbacleos at\xc3\xb3micos estables de masa at\xc3\xb3mica 5 y 8, la actividad nuclear se detuvo en el \xe2\x81\xb4He, debido a que la combinaci\xc3\xb3n de las dos especies m\xc3\xa1s abundantes, hidr\xc3\xb3geno y \xe2\x81\xb4He producen un n\xc3\xbacleo inestable de masa at\xc3\xb3mica 5._NEWLINE_La s\xc3\xadntesis finaliz\xc3\xb3 1000 segundos despu\xc3\xa9s del Big Bang, a una temperatura de 3\xc2\xb710\xe2\x81\xb8 K. Posteriormente, la desintegraci\xc3\xb3n del tritio en \xc2\xb3He, mientras los n\xc3\xbacleos at\xc3\xb3micos de masa 7 acabaron transformados en \xe2\x81\xb7Li, produjeron un Universo compuesto mayoritariamente por hidr\xc3\xb3geno y \xe2\x81\xb4He, con trazas de deuterio, \xc2\xb3He y \xe2\x81\xb7Li. El resto de elementos de la tabla peri\xc3\xb3dica se sintetizaron posteriormente mediante procesos de nucleos\xc3\xadntesis estelar, aut\xc3\xa9nticos hornos nucleares.\n_START_SECTION_\nElementos pesados\n_START_PARAGRAPH_\nLa Nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang no produjo elementos m\xc3\xa1s pesados que el berilio, gracias al cuello de botella debido a la ausencia de n\xc3\xbacleos estables con m\xc3\xa1s de 8 nucleones. En las estrellas, el cuello de botella se pasa por colisiones triples de n\xc3\xbacleos de He-4, produciendo carbono (el proceso triple-alfa). Sin embargo, este proceso es muy lento, necesitando decenas de miles de a\xc3\xb1os para convertir una suma significante de Helio en carbono en las estrellas y adem\xc3\xa1s su contribuci\xc3\xb3n es insignificante en los minutos que siguen al Big Bang.\n_START_SECTION_\nHelio-4\n_START_PARAGRAPH_\nLa nucleosintesis del Big Bang predice una abundancia primordial sobre 25% Helio-4 y este n\xc3\xbamero es extremadamente insensible a las condiciones iniciales del Universo. La raz\xc3\xb3n para ello es que el He-4 es muy estable y casi todos sus neutrones se combinar\xc3\xa1n con protones para formar el He-4. Adem\xc3\xa1s, dos \xc3\xa1tomos de He-4 no se pueden combinar para formar un \xc3\xa1tomo estable, de tal manera que cuando se forma He-4, sigue siendo He-4. Una analog\xc3\xada es pensar en el He-4 como ceniza y la suma de ceniza que se forma cuando una pieza de madera arde completamente es insensible a c\xc3\xb3mo arde._NEWLINE_La abundancia de He-4 es importante porque hay m\xc3\xa1s He-4 en el Universo que del que puede explicarse en la nucleos\xc3\xadntesis estelar. Adem\xc3\xa1s, proporciona una prueba importante para la teor\xc3\xada del Big Bang. Si la abundancia de Helio observada es muy diferente del 25%, entonces esto sopondria un serio problema para la teor\xc3\xada. Esto particularmente ser\xc3\xada el caso si la abundancia primigenia de He-4 era mucho menor del 25% porque el He-4 es dif\xc3\xadcil de destruir. Durante unos cuantos a\xc3\xb1os a mediados de los a\xc3\xb1os 1990, las observaciones suger\xc3\xadan que este podr\xc3\xada ser el caso, causando que los astrof\xc3\xadsicos hablaran sobre una crisis del Big Bang nucleosint\xc3\xa9tico, pero las observaciones posteriores fueron consistentes con la teor\xc3\xada del Big Bang.\n_START_SECTION_\nDeuterio\n_START_PARAGRAPH_\nEl deuterio es en algunos casos el opuesto al He-4 (que es muy estable y muy dif\xc3\xadcil de destruir), el deuterio es solo marginalmente estable y f\xc3\xa1cil de destruir. Como el He-4 es muy estable, hay una fuerte tendencia de que dos n\xc3\xbacleos de deuterio se combinen para formar He-4. La \xc3\xbanica raz\xc3\xb3n de que la Nucleos\xc3\xadntesis no convierta todo el deuterio del Universo en He-4 es que la expansi\xc3\xb3n del Universo lo enfri\xc3\xb3 y cort\xc3\xb3 esta conversi\xc3\xb3n poco antes de completarse. Una consecuencia de esto es que al contrario que con el He-4, la cantidad de deuterio es muy sensible a las condiciones iniciales. Cuanto m\xc3\xa1s grande es el universo, m\xc3\xa1s deuterio se convierta en He-4 y queda menos deuterio._NEWLINE_No hay procesos post-Big Bang que produzcan significantes sumas de deuterio. Adem\xc3\xa1s, las observaciones sobre la abundancia de deuterio sugieren que el Universo no tiene edad infinita, de acuerdo con la teor\xc3\xada del Big Bang. Durante los a\xc3\xb1os 1970, hubo grandes esfuerzos en encontrar procesos que pudieran producir deuterio, pero resultaron ser un camino de producir otros is\xc3\xb3topos distintos del deuterio. El problema fue que mientras la concentraci\xc3\xb3n de deuterio en el Universo es consistente con el modelo del Big Bang en conjunto, es altamente consistente con un modelo que presume que el Universo consiste en protones y neutrones. Si se asume que todo el Universo consiste en protones y neutromes, la densidad del Universo es tal que gran parte del deuterio observado se habr\xc3\xada quemado dando He-4._NEWLINE_Esta inconsistencia entra las observaciones de deuterio y las observaciones de la tasa de expansi\xc3\xb3n del Universo condujeron a un gran esfuerzo para encontrar procesos que pudieran producir deuterio. Despu\xc3\xa9s de una d\xc3\xa9cada de esfuerzos, el consenso fue que estos procesos son improbables y la explicaci\xc3\xb3n est\xc3\xa1ndar utilizazda actualmente para la abundancia de deuterio es que el Universo no consiste principalmente de bariones y que la materia no bari\xc3\xb3nica (materia oscura) camufla gran parte de la materia del Universo. Esta explicaci\xc3\xb3n es tambi\xc3\xa9n consistente con los c\xc3\xa1lculos que demuestran que un Universo est\xc3\xa1 constituido principalmente de protones y neutrones estar\xc3\xada m\xc3\xa1s agrupado de lo que se observa._NEWLINE_Es dif\xc3\xadcil que surjan procesos que produzcan deuterio mediante fusi\xc3\xb3n nuclear. Lo que este proceso necesitar\xc3\xada es que la temperatura fuera lo suficientemente caliente como para producir deuterio, pero no lo suficiente como para procudir He-4 y que este proceso inmediatamente se enfirara a temperaturas no nucleares despu\xc3\xa9s de no m\xc3\xa1s de unos cuantos minutos. Tambi\xc3\xa9n, es necesario para que el deuterio se barra antes de que vuelva a ocurrir._NEWLINE_Tambi\xc3\xa9n es dif\xc3\xadcil producir deuterio por fisi\xc3\xb3n. El problema aqu\xc3\xad de nuevo es que el deuterio est\xc3\xa1 muy sujeto a procesos nucleares y esas colisiones entre n\xc3\xbacleos at\xc3\xb3micos probablemente den como resultado de la absorci\xc3\xb3n nuclear o del lanzamiento de neutrones libres o part\xc3\xadculas alfa. Durante los a\xc3\xb1os 1970, se hicieron intentos de utilizar espalaci\xc3\xb3n de rayos c\xc3\xb3smicos para producir deuterio. Estos intentos de producir deuterio fallaron, pero inesperadamente produjeron otros elementos ligeros.\n_START_SECTION_\nPruebas observacionales y estado de la nucleos\xc3\xadntesis\n_START_PARAGRAPH_\nLa teor\xc3\xada de la nucleos\xc3\xadntesis proporciona una descripci\xc3\xb3n matem\xc3\xa1tica detallada de la producci\xc3\xb3n de "elementos" ligeros: deuterio, He-3, He-4 y Li-7. Espec\xc3\xadficamente, la teor\xc3\xada proporciona predicciones cuantitativas precisas de la mezcla de estos elementos, que son, las abundancias primigenias._NEWLINE_Para probar estas predicciones, es necesario reconstruir las abundancias primigenias como sea posible, por ejemplo observando objetos astron\xc3\xb3micos en que la muy peque\xc3\xb1a nucleos\xc3\xadntesis estelar ha tomado lugar (como ciertas galaxias enanas) u observando objetos que est\xc3\xa1n muy lejos y as\xc3\xad se pueden ver en una etapa muy temprana de su evoluci\xc3\xb3n (como quasares distantes)._NEWLINE_Como aparece arriba, en el dibujo est\xc3\xa1ndar de la nucleos\xc3\xadntesis, todas estas abundancias elementales dependen de la suma de materia bari\xc3\xb3nica ordinaria relativa a la tadiaci\xc3\xb3n (fotones). Como el Universo es homog\xc3\xa9neo, tiene un \xc3\xbanico valor de la relaci\xc3\xb3n bari\xc3\xb3n-prot\xc3\xb3n. Durante un largo tiempo, esto signific\xc3\xb3 que para probar la teor\xc3\xada de la Nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang contra las observaciones uno se ten\xc3\xada que preguntar: \xc2\xbfpueden todas las observaciones de elementos ligeros ser explicadas con un valor sencillo de relaci\xc3\xb3n bari\xc3\xb3n-prot\xc3\xb3n? O m\xc3\xa1s precisamente, permitiendo la precisi\xc3\xb3n finita de las predicciones y las observaciones, la pregunta es: \xc2\xbfhay alg\xc3\xban rango de valores de la relaci\xc3\xb3n bari\xc3\xb3n-prot\xc3\xb3n que pueda estar de acuerdo con todas las observaciones?_NEWLINE_M\xc3\xa1s recientemente, la pregunta ha cambiado: las observaciones de precisi\xc3\xb3n de la radiaci\xc3\xb3n de fondo de microondas con el WMAP dan un valor independiente para la relaci\xc3\xb3n bari\xc3\xb3n-prot\xc3\xb3n. Utilizando este valor, \xc2\xbfest\xc3\xa1n las predicciones de la Nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang para las abundancias de los elementos ligeros de acuerco con las observaciones?_NEWLINE_La respuesta actual es un si: para el He-4, hay un buen acuerdo y para el He-3 y el deuterio (donde la exactitud de las medidas de abundancia es mayor), el acuerdo es incluso mayor. Para el Li-7, las observazciones y las predicciones dan el mismo orden de magnitud, pero son diferentes en un factor de 2. Sin embargo, dadas las presunciones que necesitan hacerse para reconstruir la abundancia primigenia de Li-7, es m\xc3\xa1s probable reflejar incertidumbres en la comprensi\xc3\xb3n de la f\xc3\xadsica estelar que las imperfecciones en nuestra comprensi\xc3\xb3n de la Nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang. Este nivel de acuerdo no es trivial y representa un \xc3\xa9xito imprevisible de la cosmolog\xc3\xada moderna: la Nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang extrapola los contenidos y las condiciones del Universo actual (de unos 14.000 millones de a\xc3\xb1os) hacia atr\xc3\xa1s hasta que su edad era de un segundo y los resultados est\xc3\xa1n de acuerdo con la observaci\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nModelos no convencionales de la nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang\n_START_PARAGRAPH_\nAdem\xc3\xa1s del escenario convencional de la nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang hay numerosos escenarios no convencionales. Estos no deber\xc3\xadan confundirse con la cosmolog\xc3\xada no convencional: un escenario no convencional de la nucleos\xc3\xadntesis primigenia asume que el Big Bang ocurri\xc3\xb3, pero inserta f\xc3\xadsica adicional para ver c\xc3\xb3mo afecta a las abundancias de los elementos. Estas piezas de f\xc3\xadsica adicional son la relajaci\xc3\xb3n o la eliminaci\xc3\xb3n de la presunci\xc3\xb3n de homogeneidad o insertar nuevas part\xc3\xadculas como neutrinos masivos._NEWLINE_Ha habido y contin\xc3\xbaa habiendo varias razones para investigar en teor\xc3\xadas de nucleos\xc3\xadntesis primigenia no convencionales. El primero, que es de gran inter\xc3\xa9s hist\xc3\xb3rico, es resolver inconsistencias entre las predicciones de la nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang y las observaciones. Esto se ha probado que es de utilidad limitada, dado que las inconsistencias fueron resueltas por mejores observaciones y en muchos casos intentando cambiar la nucleos\xc3\xadntesis result\xc3\xa1ron abundancias que eran m\xc3\xa1s inconsistentes con las observaciones. El segundo, que es principalmente el foco de la nucleos\xc3\xadntesis a principios del siglo XXI, es utilizas la nucleos\xc3\xadntesis para fijar los l\xc3\xadmites en teor\xc3\xadas f\xc3\xadsicas especulativas o desconocidas. Por ejemplo, la nucleos\xc3\xadntesis primigenia convencional asume que ninguna hipot\xc3\xa9tica part\xc3\xadcula ex\xc3\xb3tica involucrada en la nucleos\xc3\xadntesis. Se puede insertar una part\xc3\xadcula hipot\xc3\xa9tica (como un neutrino masivo) y ver qu\xc3\xa9 pasa antes de que la nucleos\xc3\xadntesis del Big Bang prediga que son muy diferentes de las observaciones. Esto se ha hecho satisfactoriamente para poner l\xc3\xadmites a la masa de un neutrino tau.'