El Futuro del Universo Primitivo Dependió de la Estabilidad del Deuterón

Nuestra comprensión del universo primitivo caliente, nos dice que en algún momento el universo estaba compuesto de aproximadamente el mismo número de protones y neutrones, más aproximadamente el mismo número de electrones y positrones. Una de las razones para suponer esto, es que a temperaturas en las proximidades de 10¹¹ K, lo cual habría sido aproximadamente 0,02 segundos después del Big Bang según el modelo de Weinberg, hay suficiente energía térmica para convertir los protones en neutrones y viceversa. También hay suficiente energía térmica para producir pares de electrón-positrón. En esta etapa, esta energía estaba principalmente en forma de un intenso campo de radiación asociado con esta temperatura elevada -posteriormente se enfriaría para formar la radiación cósmica de fondo que observamos hoy-.

Sin embargo, con la expansión y el enfriamiento de los inicios del universo, se alcanza rápidamente el punto en el que la energía térmica disponible no es suficiente para dar el paso hacia adelante de 1,29 MeV en energía de masa, para pasar del protón al neutrón. Añadiéndose a la precariedad de esta situación, está el hecho de que el neutrón es inestable cuando se aísla como una sola partícula, y se desintegra con una vida media de aproximadamente 15 minutos. Así que los neutrones comienzan a decaer y hay un exceso de protones sobre neutrones. Si se permite que persista, todos los neutrones decaerán en protones, y no podrían existir en el universo otros núcleos distintos del hidrógeno. Es decir, no habría universo tal como lo conocemos.

Afortunadamente para el universo, hay un escape de este escenario. Los neutrones pueden chocar con los protones y unirse a ellos con la fuerza nuclear fuerte, formando deuterio. El deuterio es un isótopo de hidrógeno. Debido a la naturaleza de la energía de enlace nuclear, la masa del deuterón es ligeramente menor que la suma de las masas del protón más el neutrón y por ello es estable frente a la desintegración en un neutrón y un protón. El neutrón es estable frente al decaimiento cuando está unido en el interior del deuterón. Pero su margen de estabilidad es pequeño, uno de los equilibrios finos de la naturaleza, y sin su estabilidad no habría universo. El deuterio no es estable hasta que la temperatura del universo desciende a aproximadamente 10⁹K, donde la energía térmica es de 0,13 MeV, en comparación con la energía de enlace de 2,2 MeV del deuterón. Si la energía cinética promedio es 0,13 MeV, entonces muy pocos encontrarán que tienen suficiente energía para romper un deuterón. Según el cronograma de Weinberg, este rescate estable de los neutrones ocurre a unos 3 minutos de la edad del universo.

Esta "ventana de la creación", señala de nuevo a la anterior. Si la tasa de expansión fuera más lenta y la temperatura se mantuviera más allá del punto de estabilidad del deuterón por más tiempo, entonces tendríamos menos neutrones debido a su decaimiento como neutrones libres. Teniendo en cuenta el hecho de que la desintegración de un neutrón en un protón libera 1,29 MeV de energía, sería de esperar que lo hiciera mucho más rápidamente que con un tiempo de vida media de 15 minutos. Pero la duración de la vida útil, permite que bastantes de ellos sobrevivan, se unan en el deuterio y contribuyan a nuestro presente universo.