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La abundancia primordial del Helio

 

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Manuel Peimbert
   
               
               
El modelo homogéneo de la expansión del Universo basado en la teoría gene­ral de la relatividad, ahora cono­ci­do como la Teoría de la gran explosión, predice que durante los primeros cua­tro minutos, contados a partir del prin­ci­pio de la expansión del universo, se produjeron reacciones nucleares ba­sa­das en hidrógeno que generaron helio y trazas de deuterio y litio. Durante la expansión, la temperatura del Uni­ver­so iba decreciendo, y tras estos cua­tro minutos no fue lo suficientemente alta para producir los otros elementos de la tabla periódica a partir de reac­cio­nes nucleares. Muchos millones de años después se formaron las primeras estrellas con hidrógeno y helio na­da más, a este último se le llama helio primordial. Los otros elementos de la tabla periódica se formaron a partir de reacciones nucleares en el interior de las estrellas y una fracción de ellos fue expulsada después al medio inter­estelar.

La formación de los elementos es un problema clave para entender la evo­lución del Universo. En particular la formación de helio ha sido fun­da­men­tal para el estudio de la cosmología y la evolución química de las ga­la­xias. A lo largo de los años el au­men­to en la precisión de la determinación de la abundancia del helio por unidad de masa (Y) en objetos diferentes, y el au­men­to en la precisión de las predic­cio­nes de la abundancia primordial del he­lio (Yp) obtenidas a partir de la nu­cleo­sín­te­sis de la gran explosión nos ha conducido a una mayor comprensión del Universo.


Para obtener Yp es necesario de­ter­minar la composición química de ne­bu­lo­sas gaseosas en galaxias con di­fe­ren­tes fracciones de elementos pesados. La composición química se nor­ma­li­za por medio de la relación X + Y + Z = 1, donde X, Y y Z son la abun­dan­cia por unidad de masa de hidró­ge­no, helio y demás elementos res­pec­ti­va­men­te. Yp se determina por me­dio de una extrapolación a Z = 0 de los va­lo­res de Y determinados en ga­la­xias con distintos valores de Z. Se re­quie­ren observaciones de mucha ca­li­dad de galaxias que hayan tenido muy po­ca formación estelar y que por lo tan­to hayan enriquecido el gas con poco he­lio y elementos pesados desde su for­ma­ción. Estas galaxias son galaxias irre­gu­la­res, con una fracción muy alta de su masa en forma de gas y una frac­ción de su masa muy pequeña en forma de estrellas.

La determinación de Yp es impor­tan­te, entre otras razones porque: a) es uno de los pilares de la Teoría de la gran explosión, b) nos permite verificar la Teoría estándar de la gran explo­sión, c) los modelos de evolución quí­mi­ca de las galaxias requieren un valor inicial de Y, el cual está dado por Yp, d) los modelos de evolución estelar ne­ce­si­tan un valor inicial de Y, que está da­do por Yp más el valor adicional de he­lio producido por la evolución quí­mi­ca de la galaxia a partir de la gran ex­plo­sión y hasta el momento en que se forma la estrella en cuestión.
 
Hace cincuenta años la falta de pre­ci­sión en las determinaciones de la abun­dan­cia de helio y la falta de co­no­cimiento sobre los procesos de asen­ta­mien­to gravitacional del helio en las estrellas había permitido la existencia de dos posturas radicalmente diferen­tes en cuanto a los valores observados de Y: a) las galaxias se habían formado a partir de un gas de hidrógeno sin he­lio y la relativamente alta abundancia de helio que se observa en estrellas jó­ve­nes y en el gas interestelar había si­do producida por estrellas normales du­ran­te la vida de las galaxias, y por es­tre­llas supermasivas al principio de la formación de las galaxias; o bien, b) las galaxias se formaban con una can­tidad apreciable de helio, proba­ble­men­te producido durante las etapas ini­cia­les de la expansión del Universo, como lo predecía la Teoría de la gran ex­plo­sión. La primera posibilidad im­pli­ca que el valor de Y para las estrellas muy viejas debería ser considera­ble­men­te menor de 0.2, mientras que la segunda implica valores de Y en el in­ter­va­lo de 0.2 a 0.3 para todas las es­tre­llas viejas.

Éstas y otras consideraciones tenían divididos a los astrónomos en dos grupos: los que estaban a favor de la Teo­ría de la creación continua de ma­te­ria, que consideraban que Yp era igual a cero, y los que estaban a favor de la Teo­ría de la gran explosión, que con­si­de­ra­ban que Yp era distinto de cero. Pa­ra decidir entre estas dos posibilida­des era importante tratar de encontrar si había diferencias significativas en­tre las estrellas más viejas y, en particu­lar, si el valor de Y para éstas era de 0.27 o cercano a cero.
El descubrimiento en 1965 de la ra­dia­ción fósil o de fondo por medio de ra­dio ob­ser­vaciones proporcionó un apo­yo fundamental a la Teoría de la gran explosión y llevó a los cosmólogos a pro­du­cir un nuevo conjunto de reac­cio­nes nucleares con mayor precisión que antes; Jim Peebles encontró que, pa­ra una temperatura de la radiación de fondo de 3 grados Kelvin y dos fa­mi­lias de neutrinos, el valor de Yp es­tá com­prendido entre 0.26 y 0.28.
 
De acuerdo con la Teoría estándar de la gran explosión, la abundancia pri­mor­dial de helio depende de un pa­rá­metro únicamente, del cociente que resulta del número de bariones entre el número de fotones, donde el nú­me­ro de bariones está dado por la suma de todos los protones y neutrones que forman los átomos de la tabla perió­di­ca. Si conocemos el cociente entre ba­rio­nes y fotones con gran precisión, entonces esta teoría nos indica el valor de Yp con gran precisión.

Al final de la década de los sesentas y durante los setentas, los astróno­mos encontramos que era relativa­men­te más fácil y preciso determinar la abun­dan­cia de helio a partir de observa­cio­nes de nebulosas gaseosas en gala­xias poco evolucionadas, en lugar de ha­cer­lo en estrellas viejas. Así, los valores que obtuvimos para Yp están com­pren­di­dos entre 0.20 y 0.30. En el siglo xxi hemos entrado a la lla­ma­da cosmología de alta precisión. Así, gracias al lanzamiento del satélite wmap (Wilkinson Microwave Aniso­tropy Probe), David Spergel y su grupo encontraron que el cociente entre fotones y bariones en el Universo ob­ser­va­ble es de mil seiscientos millones, o sea por cada barión existen mil seiscientos millones de fotones. Este nú­me­ro se obtiene estudiando la dis­tri­bu­ción de la temperatura de la ra­dia­ción de fondo en la bóveda celeste. Combinando este número con la Teo­ría estándar de la gran explosión, la cual adopta tres familias de neutrinos ligeros, se encuentra que Yp es igual a 0.2484 para un tiempo de vida del neu­trón de 886 segundos y de 0.2466 para un tiempo de vida del neutrón de 879 segundos. Llama la atención que las úl­ti­mas dos determinaciones del tiem­po de vida del neutrón difieran por sie­te segundos y que los dos grupos in­de­pen­dien­tes que hicieron las deter­mi­na­cio­nes presenten un error menor a un segundo.

Por otro lado, a partir de observa­cio­nes de nebulosas de gas ionizado en galaxias pobres en elementos pe­sa­dos, quien esto escribe, junto con Va­len­ti­na Luridiana y Antonio Peimbert, encontramos que Yp = 0.2477 ± 0.0029, donde el error depende prin­cipalmente de la precisión con que se conocen los parámetros atómicos que producen las líneas de emisión nece­sa­rias para calcular la abundancia de los elementos y la distribución de la tem­pe­ra­tu­ra en las nebulosas gaseosas ob­ser­vadas.
 
Si el valor de Yp obtenido por medio de la observación de nebulosas ga­seosas coincide con el valor de Yp de­ri­va­do por medio de la Teoría estándar de la gran explosión y las observaciones del wmap, entonces diríamos que esta teoría es correcta. En caso de dife­rir tendríamos que recurrir a teorías no estándar de la gran explosión.
 
La posibilidad de tener el caso de una física no estándar ha sido discu­ti­da por muchos investigadores; el ar­tículo pionero en el tema fue publica­do por Dirac en 1937. Mencionaré dos ejemplos de lo que podríamos lla­mar fí­si­ca no estándar. La Teoría es­tán­dar de la gran explosión asume que el nú­me­ro de familias de neutrinos ligeros que se encuentra en el laboratorio en el presente es igual al que había hace trece mil setecientos millones de años, cuando se produjo la gran explosión. Si el número de familias de neutrinos ligeros hubiese sido igual a cuatro du­ran­te la gran explosión, tendríamos una Teoría no estándar de la gran ex­plo­sión que predeciría un valor de Yp = 0.26 contrario al valor observado. El segundo ejemplo es la variación de la constante gravitacional de Newton (G) con el tiempo, ya que los cálculos de la nucleosíntesis de la gran explosión se hacen suponiendo el valor actual de G, y si G hubiese sido mayor o menor durante el periodo de la nucleosíntesis primordial, el valor de Yp obtenido sería menor o mayor al predicho por la teoría estándar.

Para restringir aún más los distintos tipos de física no estándar, sigue sien­do importante el tratar de disminuir el error en los dos tipos de deter­mi­naciones de Yp, tanto en el basa­do en la Teoría estándar de la gran ex­plo­sión, como el basado en las ob­ser­va­cio­nes de nebulosas gaseosas en ga­la­xias que hayan sido poco conta­mi­na­das por los productos de la evolución estelar.
 
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Manuel Peimbert
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México.
 
Es investigador emérito del Instituto de Astronomía de la unam, también obtuvo el Premio Universidad Nacional en Ciencias Exactas en 1988, fue ele­gi­do miembro asociado de la Sociedad Astronómica Real de Inglaterra en 1989 y de El Colegio Nacional (México) en 1992.
 
como citar este artículo
Peimbert, Manuel. (2009). La abundancia primordial de Hielo. Ciencias 95, julio-septiembre, 44-48. [En línea]
     

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