A pesar del interés que despierta el tema, el origen del universo parece no estar resuelto. Algunos estudios europeos, centrados en el análisis de las radiaciones emitidas por el fondo cósmico, se muestran optimistas y creen poderlo desvelar.

Una de las preguntas que se ha planteado la ciencia desde el principio de los tiempos ha sido de qué esta formada la materia. Esta cuestión se consideraba básicamente resuelta a principios del siglo XX cuando la química desarrolló la tabla del sistema periódico de los elementos, pero luego fue superada con el descubrimiento de que los átomos a su vez estaban compuestos de electrones, protones y neutrones, y posteriormente con el desarrollo del amplio campo de las partículas elementales. Sin embargo, el conocimiento de los componentes básicos de la materia o elementos químicos suscitaba otra pregunta: ¿Cómo se forman dichos componentes? Es decir, ¿cuales son los procesos que llevan a la formación de un radionucleido en particular de dicha tabla periódica? Según se sabe hoy día estos procesos son muy variados, algunos de ellos no totalmente conocidos, pero aún así se considera que todos los elementos químicos y sus isótopos se forman en tres tipos de procesos: 1) la nucleosíntesis del Big Bag, 2) la nucleosíntesis estelar que se da en el interior de las estrellas durante su evolución, y, 3) como consecuencia de la destrucción de otros elementos o isótopos ya formados, sea por procesos radioactivos o debido a procesos de fragmentación. Todos ellos producen los elementos químicos y sus isótopos tal y como los conocemos en la Tierra y como deben ser en cualquier lugar del Universo, aunque sus proporciones puedan ser diferentes de aquella que conocemos en la vecindad del Sol.

Comenzaremos por describir el proceso de formación de átomos durante el Big Bang. El modelo del Big Bang, actualmente el modelo de Universo inflacionario, es uno de los modelos más aceptados dentro del mundo de la física. El modelo se basa en el hecho de que el Universo se está expandiendo. Es fácil imaginar que, yendo hacia atrás en el tiempo, las galaxias estarían cada vez más juntas hasta llegar a un punto en el que toda la materia convergería. Debido a la extrema compresión de toda la materia y la radiación y a la enorme temperatura, las estructuras de todo lo que hoy conocemos, creado posteriormente como veremos, no existían, ni siquiera los elementos o los átomos. A partir de esta singularidad hay que describir como se han ido formando las distintas partículas elementales, iones y átomos de los distintos elementos.

El universo en un tiempo 10^-24 s después de la creación estaba a una temperatura 10¹² K y era un plasma ionizado en un flujo de radiación lo cual quiere decir que constaba de materia tipo polvo, y de materia-radiación relativista, fotones y neutrinos Ambas cosas, radiación y materia, estaban a la misma temperatura, aunque tienen índices adiabáticos diferentes lo que hace que su enfriamiento sea diferente. El fuerte acoplamiento entre materia y radiación en ese instante, que corresponde a corrimientos al rojo z ≈ 1500, es enorme, pues la densidad de materia es tan alta que los fotones no pueden viajar ni siquiera pequeñas distancias sin ser absorbidos. La materia es por tanto opaca a la radiación que no puede transmitirse. Entonces el universo empezó a expandirse y, en consecuencia, a enfriarse, como cualquier gas que sufra un aumento de volumen, pasando por diversas etapas que se caracterizan fundamentalmente por la temperatura T que había en cada momento. Mientras T > 10¹² K y t < 10^-6 s, durante la llamada era de las partículas pesadas, los fotones crean pares de materia-antimateria, y dado que son altamente energéticos, pueden crear partículas masivas, como protones. También se producen procesos de aniquilación, quedando el número de partículas final definido por el balance entre ambos procesos. Es decir, que hay una sopa de partículas elementales ligeras y masivas a alta energía: electrones, protones, fotones, positrones, muones y algunos tipos de neutrinos.

Cuando la temperatura está en el intervalo 10¹³ > T > 10⁹ K y 10^-6 < t < 6s comienza la era de las partículas ligeras, en la que los protones y electrones interactúan para crear neutrones. El equilibrio en las reacciones de dos cuerpos implica una relación entre los potenciales de reacción, que en este caso son iguales, por lo que el cociente de las abundancias en equilibrio de estas partículas viene dado por la llamada ley de Boltzmann, dependiendo únicamente de la temperatura T y de la diferencia de masa entre el neutrón y el protón Δm. Debido a ello, a una temperatura de 10¹⁰ K la abundancia de neutrones a protones se congela en el valor existente, que en ese momento es de 15 neutrones aproximadamente por cada cien protones. Estos neutrones podrán decaer en protones y electrones, pero ya no se crearán más. Cuando la temperatura cae por debajo de los 6 x 10⁹ K, 6 < t < 300s, empieza la llamada era de la radiación pues los fotones ya no pueden crear tampoco partículas ligeras. Por ello, la relación de nucleones a fotones definida por el parámetro η que es del orden de 10^-10, se conserva constante desde entonces. Con dicho parámetro y la temperatura de fondo T_y,0 se determina la densidad de masa bariónica actual conocida como Ω_b,0.

A partir de entonces la temperatura ya es lo suficientemente baja como para que comiencen a formarse núcleos ligeros a partir de los protones y neutrones existentes. Los elementos que se forman son los más simples, helio He y deuterio D. Los neutrones que no habían decaído acaban formando D. Una vez producido éste, comienzan las reacciones nucleares, es decir que empiezan a interaccionar los protones, que son núcleos de átomos de H, a través de la llamada cadena protón-protón, para formar ⁴He, un poco de tritio ³H, y ³He. Sea cual sea el modelo y la densidad de masa del universo, la abundancia del ⁴He está fijada por el número de neutrones a protones, que es constante y tiene un valor de 0.2 aproximadamente, como ya se ha dicho. Ello implica que la abundancia de ⁴He primordial será 0.23-0.25, que es un límite inferior a la cantidad que debe encontrarse en el Universo. Las abundancias primordiales de ²H, ³H, ³He y Li dependen críticamente de la densidad de masa bariónica del universo, Ω_b,0 o equivalentemente de la fracción η. También se crea un poco de Be y un poco de Li por la combinación de D y de ³H, y cantidades extremadamente pequeñas (trazas) de todos los demás elementos.

Hasta ahora, la temperatura era tan alta que todos los átomos estaban ionizados. Después del primer millón de años, cuando T < 3000 K, comienza la llamada era de la recombinación: la materia comienza por fin a formar átomos completos. Este proceso dura unos miles de años. La materia neutra comienza a hacerse transparente a la radiación. De repente, la luz pasa a través de la materia. Radiación y materia se desacoplan y empieza la era de la materia. A partir de entonces la radiación se expande por el Universo hasta llegar a ser de 2.7 K hoy en día: la conocida radiación cósmica de fondo de microondas. Por otra parte, se empiezan a formar acumulaciones de materia al condensarse que, a su vez, forman galaxias y estrellas cuyo estudio forma parte de la astrofísica. Como vemos, hasta ese momento fue imposible crear la mayoría de los elementos químicos que conocemos actualmente y que están a nuestro alrededor.

Para ello es necesario que comiencen a formarse las estrellas. Los elementos químicos son creados, en su inmensa mayoría, en los interiores de dichas estrellas por los procesos de nucleosíntesis, descritos y conocidos con bastante detalle ya en 1957 por Burbidge, Fowler & Hoyle. Los diferentes núcleos atómicos se forman en las reacciones nucleares en las que se unen dos (o más) núcleos atómicos para formar un tercero. Si el número másico de los núcleos originales es menor de 56, su fusión será un proceso exotérmico. Si es mayor se necesitará una cierta energía para producir un elemento más pesado. Las reacciones son básicamente de 7 tipos: 1) proceso de quemado de H, 2) quemado de He, 3) proceso α, 4) proceso e, 5) proceso s, 6) proceso r y 7) proceso p. Además se hablaba entonces de un desconocido proceso x del que hablaremos más tarde. Estos procesos dependen fundamentalmente de la temperatura que alcanza el centro de la estrella a través de las secciones eficaces, que definen cuanto de probable es cada una de ellas. A partir de estas reacciones, en su mayoría bastante conocidas, y de la evolución estelar se puede determinar la cantidad de elementos que puede producir cada estrella desde el momento de su creación hasta el momento de su muerte e incluso durante la explosión supernova tipo II, que es el medio por el que una estrella masiva llega al final de su vida activa.

Cada estrella, durante su vida o en el momento de morir, eyectará los elementos químicos que ha creado, los cuales se diluirán a continuación con mayor o menor rapidez en el medio interestelar que la rodea, haciendo que cambie la proporción, que se denomina abundancia, en la que estaban. Uno de los elementos claves para interpretar las abundancias que se observan en el Universo reside en el hecho de que estas reacciones nucleares necesitan ciertas condiciones distintas de temperatura y presión, razón por la cual no todas ellas se dan en todas las estrellas sino que algunas son posibles únicamente en estrellas muy masivas, digamos mayores de unas 8 masas solares, como ocurre con las llamadas reacciones α mientras que otras pueden ocurrir en estrellas mucho menos energéticas o sea de menor masa, como ocurre con la cadena protón-protón. Esto hace que cada elemento sea creado y eyectado preferentemente por una estrella de una masa determinada. Por ejemplo, el O es un elemento que se crea fundamentalmente en estrellas muy masivas (de más de unas 30 masas solares) mientras que el N se crea en estrellas de masa intermedia, entre 4 y 8 masas solares. Otros elementos solamente pueden crearse cuando ocurre una explosión supernova ya que necesitan un aporte de energía extra para que se produzcan las reacciones que los producen. Esto ocurre con los elementos que están más allá del Fe, muchos de ellos radiactivos, que únicamente se forman durante la explosión termonuclear llamada Supernova de tipo II que ocurre al final de la vida de las estrellas masivas. Mientras que las supernovas de tipo I, explosiones debidas a la acreción de masa de una estrella por parte de una compañera en un sistema binario, producen esencialmente Fe. Esto, unido al hecho de que las estrellas de mayor masa son las que tienen vidas medias más cortas, hace que algunos elementos aparezcan en el medio interestelar casi inmediatamente después de que se produzca un brote de formación de estrellas, como ocurre con el O. Mientras que el Fe eyectado por los sistemas binarios, con vidas medias mucho más largas, en general, que las enormes estrellas productoras de O, necesitará mucho más tiempo, tras la formación de las estrellas, para aparecer en el gas.

Por otra parte, la formación de estrellas en una determinada región o galaxia es algo que, en general, ocurre de manera continua, de manera que la materia eyectada por una generación de estrellas, tras llegar al final de su vida activa por haber gastado su combustible, con cierta proporción de elementos químicos, será reutilizada en la creación de nuevas estrellas; Estas a su vez producirán su propia nucleosíntesis y eyectaran asimismo los elementos recién creados. Las composiciones relativas de elementos en el gas interestelar, que se miden como X+Y+Z=1, siendo X la abundancia en protones o H, Y la abundancia en He, y Z la abundancia en metales, irán pues variando con el tiempo a medida que las galaxias o las poblaciones estelares que las forman evolucionen y mueran, de manera que el H irá desapareciendo al tiempo que los metales y elementos más pesados que el He, van aumentando. Las abundancias primordiales consecuencia de la nucleosíntesis del Big Bang que se explicaba al principio serían: X=0.76, Y=0.24, Z=0, es decir solo hay de manera abundante H y He, mientras que la proporción en el sistema solar (Sol, Tierra o meteoritos) es X=0.70, Y=0.28, Z=0.02. Los efectos de esta metalicidad se observan en los espectros de emisión de las llamadas regiones HII (donde hay estrellas recién nacidas rodeadas de gas ionizado debido a las enormes energías que éstas emiten), o en los espectros de absorción de las estrellas que se forman con el gas enriquecido por esos elementos, de manera que es relativamente sencillo determinar dichas abundancias incluso en objetos lejanos.

Las abundancias elementales en el medio interestelar están obviamente relacionadas con el ritmo al que se forman las estrellas. Ello nos permite utilizar las medidas de dichas abundancias para determinar cual ha sido la historia de formación de estrellas. Esta relación se hace a partir de los modelos teóricos de evolución química de galaxias. Dichos modelos son una de las herramientas necesarias para la interpretación de los datos relativos a las abundancias químicas de los elementos. Con ellos es factible calcular la abundancia que una región debe tener en función del tiempo que ha pasado desde que se empezaron a formar estrellas en ella. La ley de formación de estrellas es una hipótesis de partida de modo que si con ella se obtienen unos resultados acordes con los datos de abundancia observados, se infiere que dicha ley es adecuada para representar la historia evolutiva de dicha región o galaxia.

De este modo se han podido analizar las diferentes historias evolutivas en las galaxias espirales. Dichas galaxias muestran como una de sus características distribuciones radiales de abundancia que varían con la distancia a su centro: en las zonas internas de sus discos resultan ser mayores que en las partes externas. Ello implica, conforme a lo explicado anteriormente, una formación de estrellas más fuerte en el pasado en el interior de las galaxias mientras que en las zonas de fuera la cantidad de estrellas que se ha formado ha sido menor en comparación. Por otra parte, estos gradientes no son iguales en todas las galaxias, sino que muestran correlaciones con otras características como la luminosidad o el tipo morfológico. Parece, sin embargo, que la masa de la galaxia es la verdadera causa determinante de que el gradiente sea más o menos fuerte, como si las galaxias masivas evolucionaran más deprisa y formaran estrellas a ritmos más rápidos que las galaxias de baja masa que crearían estrellas de manera más constante pero más lentamente a lo largo del tiempo. Puesto que la masa de una galaxia está en general determinada por los procesos cosmológicos de que forman su estructura, ello implicaría que algunas de sus características están definidas desde entonces. Quedan aún incertidumbres acerca de esta cuestión por lo que será necesario seguir realizando estudios de abundancias en galaxias.

En este esquema faltan sin embargo algunos elementos, los llamados elementos ligeros como Li, Be y B que no solo no se producen en las estrellas, sino que son destruidos en ellas. Debido a las altas temperaturas producidas, los pocos átomos de estos elementos que hubiere, procedentes de la nucleosíntesis del Big Bang se convierten en isótopos de He por reacciones de fusión con protones. Estos elementos son los que se suponía se formaban en algún misterioso proceso x, aún desconocido en 1957. Su existencia, aparte de la posible creación en el Big Bang (abundancias primordiales) o durante las explosiones supernovas, resultaba difícil de explicar.

Por otra parte, resultaba curioso el hecho que estos elementos ligeros son extremadamente raros en comparación con los que les siguen en la tabla periódica (H, He, C, N y O), y, sin embargo, cuando empezaron detectarse rayos cósmicos, se comprobó que en ellos eran mucho más abundantes de lo esperado. Los rayos cósmicos son partículas cargadas que alcanzan la tierra desde el punto en el que fueron originadas, después de atravesar la galaxia, o parte de ella, por medio de las líneas de campo magnético. Parece posible que los rayos cósmicos choquen con el medio interestelar durante esta travesía y que, por estar acelerados, puedan fragmentar algunos núcleos en dos partes menores. Se propusieron así las llamadas reacciones de "espalación" o fragmentación de elementos ya existentes como posible origen de los elementos ligeros no producidos por otros métodos.

Este escenario no deja de tener problemas aún no resueltos como son la determinación del origen o fuente de los rayos cósmicos, y de cuales son los mecanismos de su propagación a través de la galaxia. En cuanto al posible origen, parece probable que procedan de los elementos eyectados por las estrellas llamadas WR's o por las supernovas, y de su interacción con el medio interestelar. Las estrellas WR son objetos muy masivos y luminosos que tienen vientos estelares muy intensos, densos y calientes, que pierden masa a un ritmo considerable. Esta masa perdida se refiere fundamentalmente a la envoltura de la estrella que, en el momento de producirse el viento estelar, está compuesta principalmente de H, He y parte de C. Esta composición podría ser adecuada para producir los rayos cósmicos incidentes. Las supernovas son explosiones catastróficas que inyectan, individualmente, una energía mecánica de ~10⁵¹ erg, por lo que a un ritmo de 0.01 a 0.003 sucesos por año, se produce una potencia total suficiente como para explicar la energía total de los rayos cósmicos que es aproximadamente de 10^-12 erg/cm³. A partir de ahí sólo es necesario un mecanismo capaz de transferir esta energía mecánica de las explosiones a los constituyentes de los rayos cósmicos, o partículas cargadas, con una eficiencia de un 10% al menos, para que se conviertan en partículas relativistas. La onda de choque emitida cuando explota una supernova es la que supuestamente actúa como un acelerador de partículas ultra potente que ioniza el H, el He, el Fe, etc. en el área de la estrella y los lanza a alta velocidad en el espacio. Estas partículas aceleradas, que serán rayos cósmicos, interaccionan con el medio interestelar compuesto en su mayor parte por H y He, y debido al choque se originan las reacciones de fragmentación, cuyos productos son algunos núcleos de elementos ligeros, como Li, Be, B. Es decir, que los elementos ligeros se producen por la fractura de elementos más pesados debido al choque de los rayos cósmicos con el gas. Así resulta razonable que los rayos cósmicos muestren una abundancia mayor de estos elementos ligeros de la que se esperaría debido a la formación de estrellas. Sus abundancias deberían ser por ello dependientes de las tasas de supernovas, una cuestión más sin esclarecer.

En cuanto a la propagación, las partículas atraviesan la galaxia como se ha explicado siguiendo las líneas de los campos magnéticos galácticos y podrían llegar a escapar de la galaxia. Otros, tras haber sufrido diversos procesos e interacciones en su camino, alcanzan la tierra donde son eventualmente medidos por alguno de los telescopios de alta energía. El número de partículas secundarias que llega con los rayos cósmicos a la Tierra dependerá de cuantos se han producido por el camino, es decir de las interacciones que las partículas originales hayan sufrido en su viaje. Además, algunos de los rayos cósmicos son núcleos radioactivos, lo que significa que decaen a medida que viajan, con una cierta vida media. Por ejemplo el Be-10 tiene una vida media de 1.6 millones de años. Si se detectara una gran cantidad de núcleos de Be-10, querría decir que la fuente que los produce no puede estar muy lejos. Si, por el contrario, se detectasen pocos, ello querría decir que las fuentes de los rayos cósmicos serían lejanas. Si podemos determinar la distancia de la fuente tal vez podamos confirmar la posibilidad de que las fuentes sean remanentes de supernova. La detección, por tanto, de un gran número de partículas y de un amplio rango de elementos en los rayos cósmicos puede proporcionarnos mucha información acerca del posible origen o fuente de los considerados primarios y acerca de los mecanismos de propagación que producen los secundarios.

Para detectar los rayos cósmicos no es válido el método estándar de observación del cielo que se basa en la detección de luz, es decir, de los fotones que envían las estrellas y demás objetos celestes que hay en el cosmos. En este caso es necesario detectar partículas, núcleos de átomos que tienen una masa y una carga determinadas. Hay que intentar estimar o medir no solo la energía con la que llegan, sino además dichas magnitudes para determinar el tipo de partícula que es en cada caso. Esto no es tarea sencilla, de manera que generalmente se han obtenido espectros de partículas en general, o de protones o He, como casos particulares, sin llegar en muchos casos a poder determinar la cantidad de otros elementos más pesados que éstos, como los que interesan en este caso, el Li, el Be y el B. Los rayos cósmicos por otra parte, deben ser capaces, antes de llegar a la Tierra, de atravesar el campo magnético solar e incluso de superar el llamado corte geomagnético terrestre. Si se pudiesen medir fuera de la Tierra entonces esta última barrera no tendría que ser superada y por ello el número de partículas detectadas podría ser mayor. Por eso, se ideó un detector de rayos cósmicos para ser colocado fuera de la Tierra, el detector AMS (Alpha Magnetic Spectrometer).

AMS es un espectrómetro magnético capaz de medir el espectro energético de las partículas cargadas que componen los rayos cósmicos en un gran intervalo de energía. Puede determinar la carga Z de los iones hasta Z=26, es decir desde los más ligeros, como D y He-3 o Li, Be y B hasta núcleos de Fe, además de separar materia de antimateria basándose en el signo de dicha carga. Incluye un detector basado en la técnica Čerenkov que permitirá la medida de la masa de las partículas con tal resolución que se podrán diferenciar isótopos, como por ejemplo ¹⁰Be y ⁹Be. AMS podrá también detectar rayos y de alta energía mediante un calorímetro electromagnético, a través de su conversión en pares electrón-positrón, lo cual servirá para buscar fuentes astronómicas de dicha radiación o estudiar su posible procedencia como signatura visible de una componente no bariónica de la materia oscura.

Este experimento se ha concebido como una colaboración internacional en la que participa un elevado número de grupos de investigación, entre ellos el CIEMAT que participa desde 1997, con el apoyo de la industria aerospacial española, en la construcción del detector AMS. Las áreas en las que está participando son la fabricación de la electrónica del Imán Superconductor, fundamentalmente la construcción de la fuente de alimentación; la construcción del Detector de Radiación Čerenkov (RICH), que se ensamblará y probará en las instalaciones del CIEMAT; y el desarrollo de los programas de simulación de la respuesta del detector, y de reconstrucción y análisis de los datos.

Una primera versión del experimento (AMS-01) fue lanzada con éxito en el trasbordador espacial Discovery en junio de 1998. El análisis de los datos recogidos por AMS-01 ha permitido, además de validar el diseño del detector, mejorar los límites existentes de antimateria y determinar con precisión los espectros de protones, electrones y núcleos de helio en regiones de energía y latitudes geomagnéticas no estudiadas con anterioridad. Los resultados obtenidos han mostrado comportamientos diferentes a los esperados de la extrapolación de los datos obtenidos con satélites. La versión final del detector será instalada en la ISS y tomará datos durante cerca de tres años. Confiemos en que dichos datos nos revelen al menos parte de la información necesaria para resolver las incógnitas existentes acerca del misterioso proceso x que produce los elementos ligeros.

Mercedes Mollá Lorente
Departamento de Investigación Básica, CIEMAT