Una pregunta aparentment senzilla pot tenir una complicada resposta.
Per exemple, si ens preguntem: d’on surten els àtoms que formen els nostres cossos? Han existit sempre?, la resposta ens remuntaria… al Big Bang.
I de fet, el calci de les nostres dents, el ferro dels nostres hematies, el carboni, nitrogen i oxigene dels diferents teixits i cèl·lules que formen els nostres organismes no existien al començament de l’univers.
En els tres primers minuts després del Big Bang es van formar els primers àtoms d’hidrogen, heli i petites traces de deuteri i liti (*). Però, aquests quatre elements només són una mínima part dels aproximadament 115 elements coneguts.
700.000 anys més tard van aparèixer els primers estels que inicialment tenien aquesta mateixa composició.
Des de llavors, diversos processos de fusió, anomenats nucleosintesi estel·lar (conjunt de reaccions nuclears que tenen lloc a les estrelles per a fabricar elements més pesats.), han anat generant àtoms cada vegada mes pesats com el calci o el ferro a partir d’elements menys massius. El problema és que les successives reaccions de fusió cada vegada aporten menys energia.
Per damunt del ferro, la fusió nuclear no produeix energia sinó que l’absorbeix. Per a aconseguir elements més pesats es creu que hi ha dos processos principals.
D’una banda, una supernova, és a dir, l’explosió d’un estel. L’enorme energia alliberada és canalitzada, només en part, cap a la formació de nuclis més pesats com àtoms de plata, d’or o d’urani.
D’altra banda, la lenta absorció de neutrons per part alguns àtoms pesats va augmentant fins i tot més el seu número atòmic. És un procés lent que dura milers d’anys i que complementa a l’anterior.
La suma d’ambdós mètodes ens ha proporcionat tot el que veiem i, sobretot, els elements essencials per a la vida com el coure, el zinc o el iode.
Així doncs, el pols dels estels ens ha donat la vida.
(*)
El Premi Nobel de Física de 1979 i professor de la Universitat de Harvard Steven Weinberg explica en uns quants “fotogrames” l’evolució dels tres primers minuts de l’univers, després del Big Bang.
Primer fotograma
Quan tans sols ha transcorregut una centèsima de segon i la temperatura s’ha refredat fins a uns cent mil milions de graus Kelvin o absoluts (el zero està sobre els -273 ºC), l’univers està ple d’una sopa indiferenciada de matèria i radiació, en estat de quasi perfecte equilibri tèrmic. Les partícules que més abunden són l’electró i la seva antipartícula, el positró, fotons, neutrins i antineutrins. L’univers és tan dens que fins i tot els fugissers neutrins, que a penes interactuen amb la matèria, es mantenen en equilibri tèrmic amb la resta de la matèria i radiació degut a les seves ràpides col·lisions. La densitat de la massa-energia en aquest moment és de l’ordre de 3,8 mil milions de vegades la densitat de l’aigua en condicions terrestres normals. El temps característic d’expansió de l’univers és de 0,02 segons i el nombre de partícules nuclears (protons i neutrons) és de l’ordre d’un nucleó per 1000 milions de fotons, electrons o neutrins. Les reaccions més importants són: (a) Un antineutrí més un protó donen un positró més un neutró i viceversa. (b) Un neutrí més un neutró donen un electró més un protó i al inrevés.
Segon fotograma
La temperatura ara és de 30.000 milions de graus Kelvin i des del primer fotograma han passat 0,11 segons. Res ha canviat qualitativament, encara que la densitat de l’energia ha disminuït amb la quarta potència de la temperatura i el ritme d’expansió ha disminuït amb el seu quadrat. El temps característic d’expansió és ara de 0,2 segons i les partícules nuclears encara no es troben lligades a nuclis, encara que amb la caiguda de la temperatura és ara més fàcil que els neutrons, més pesats, es convertisquen en protons que al inrevés. El seu balanç és del 38% de neutrons pel 62% de protons.
Tercer fotograma
La temperatura de l’univers és de 10.000 milions de graus Kelvin. Des del primer fotograma han passat 1,09 segons i la densitat i la temperatura han augmentat el temps lliure mitjà dels neutrins i antineutrins que comencen a desacoblar-se de la radiació, electrons i positrons i a comportar-se com a partícules lliures. La densitat total de l’energia és menor que en el fotograma anterior en la quarta potència de la raó de les temperatures, per la qual cosa ve a ser unes 380.000 vegades major que la de l’aigua. El temps característic d’expansió és ara d’uns 2 segons i els positrons i electrons comencen a anihilar-se amb més rapidesa de què poden ser recreats a partir de la radiació. Encara no es poden formar nuclis estables, i la proporció neutró-protó és ara 24-76 %.
Quart fotograma
La temperatura és ara de 3.000 milions de graus Kelvin, han passat 13,82 segons del primer fotograma i els electrons i positrons comencen a desaparèixer com a components destacats de l’univers. L’univers està prou fred perquè es formin diversos nuclis estables, com l’heli comú format per dos protons i dos neutrons (He4). Els neutrons encara es converteixen en protons, encara que més lentament. La proporció de nucleons és ara del 17% de neutrons i del 83% de protons.
Cinquè fotograma
La temperatura és de 1.000 milions de graus, només 70 vegades més calent que el Sol. Des de la primera imatge han passat tres minuts i dos segons. Els electrons i positrons han desaparegut majoritàriament, i els principals components de l’univers són ara fotons, neutrins i antineutrins. Ara l’univers està prou fred perquè es mantinguen units els nuclis del triti i heli tres, així com els de l’heli ordinari, però no es poden formar, encara, quantitats apreciables de nuclis més pesats. El balanç neutró-protó és ara del 14-86 %.
Un mica més tard
Als tres minuts i quaranta-sis segons del primer fotograma, la temperatura és de 900 milions de graus Kelvin i comença la nucleosíntesi, la proporció en pes d’heli és ja el doble de la proporció de neutrons entre les partícules nuclears, és a dir de l’ordre del 26%. Als 34 minuts i quaranta segons del primer fotograma (300 milions de graus) els processos nuclears s’han parat i les partícules nuclears estan ara majoritàriament lligades a nuclis d’heli o són protons lliures. Hi ha un electró per cada protó lliure o lligat, però la temperatura és encara alta perquè formen àtoms estables.
Durant 700.000 anys més
L’univers seguirà expandint-se i refredant-se, però no passarà res d’interès. Després podran formar-se nuclis i àtoms estables i la falta d’electrons lliures farà que el contingut de l’univers sigui transparent a la radiació. El desacoblament de la matèria i la radiació permetrà a la matèria començar a crear galàxies i estrelles.
“Després d’altres 10.000 milions d’anys, aproximadament, els sers vius començaran a reconstruir aquesta història“.
