Actualizado en julio, 2026 por Manuel Sánchez Ruiz
Cosmología
Actualizado julio 2026
Casi todo el hidrógeno que existe en el universo —el que llena las estrellas, el que forma parte del agua que bebes, el que arde ahora mismo en el Sol— se fabricó en un intervalo de aproximadamente veinte minutos, cuando el universo tenía menos de media hora de vida. Después la fábrica cerró y no ha vuelto a abrir. Eso es la nucleosíntesis primordial: la única temporada en la historia del cosmos en la que se pudo hacer hidrógeno y helio a granel.
Lo esencial
Qué es: la formación de los primeros núcleos atómicos, ocurrida entre los diez segundos y los veinte minutos después del Big Bang.
Qué fabricó: alrededor del 75 % de hidrógeno y el 25 % de helio-4 en masa, más trazas de deuterio, helio-3 y litio-7.
Dónde se paró: en el litio. No existen núcleos estables de 5 ni de 8 partículas, y ese hueco cortó la cadena en seco.
Por qué importa: es uno de los tres pilares que sostienen el modelo del Big Bang, junto a la expansión y la radiación de fondo.
El fleco suelto: la teoría predice unas tres veces más litio-7 del que se observa en las estrellas viejas. Sigue sin explicación.
Qué es la nucleosíntesis primordial
Un átomo tiene dos partes: un núcleo y unos electrones alrededor. La nucleosíntesis primordial se ocupa solo de la primera, la de fabricar núcleos pegando protones y neutrones, y ocurrió muchísimo antes de que existieran átomos completos: los electrones tardarían otros 380.000 años en quedarse quietos alrededor de esos núcleos.
Para pegar dos protones hace falta vencer su repulsión eléctrica, y eso exige temperaturas de miles de millones de grados. El universo primitivo las tuvo, pero durante muy poco tiempo, porque se estaba enfriando a toda velocidad al expandirse. Esa es la clave de todo el episodio: hubo una ventana, se abrió, y se cerró. Es uno de los capítulos mejor entendidos de toda la cosmología moderna, en parte porque la física implicada es la misma que se estudia en un acelerador de partículas, no una extrapolación como ocurre con las singularidades del instante cero.
TRADUCIDO A ALGO QUE PUEDAS IMAGINAR
Imagina una fundición que solo puede trabajar entre 900 y 1.000 grados. Por debajo no funde, por encima lo estropea. El universo entero pasó por esa franja de temperatura una sola vez, durante unos veinte minutos, y todo lo que salió de ahí es la materia prima con la que se han construido después todas las estrellas y todos los planetas.
Por qué no empezó antes: el cuello de botella del deuterio
Aquí está la parte elegante, y la que casi ningún texto divulgativo explica.
El primer paso obligatorio para construir cualquier núcleo es unir un protón y un neutrón para formar deuterio, el hidrógeno pesado. Y el deuterio es frágil: está unido con muy poca energía. En el universo de los primeros segundos había una cantidad brutal de fotones muy energéticos, así que en cuanto se formaba un núcleo de deuterio, un fotón lo partía otra vez.
Los ingredientes estaban, la temperatura sobraba, y aun así no pasaba nada. Se llama el cuello de botella del deuterio, y solo se abrió cuando el universo se enfrió lo suficiente como para que los fotones dejaran de romper lo que la fusión iba pegando. Ese momento llegó unos tres minutos después del Big Bang, y a partir de ahí la cadena se disparó en cuestión de segundos.
LO QUE SALIÓ DE LA FÁBRICA
Composición del universo al terminar la nucleosíntesis primordial, en masa.
espacioentrelazado.es
Los primeros veinte minutos, paso a paso
El guion completo, desde que termina el estirón inflacionario hasta que la fábrica cierra:
| Cuándo | Temperatura | Qué ocurre |
|---|---|---|
| 1 segundo | 10.000 millones de grados | Los neutrinos dejan de interactuar. La proporción entre protones y neutrones queda congelada en torno a 7 a 1 |
| 10 segundos | unos 3.000 millones | Se acaban de aniquilar los electrones y positrones. Empieza el periodo que nos interesa |
| de 10 s a 3 min | de 3.000 a 1.000 millones | El cuello de botella: se forma deuterio y los fotones lo rompen al instante. Mientras tanto, los neutrones libres se van desintegrando |
| 3 minutos | unos 900 millones | El deuterio por fin aguanta. La cadena se dispara y casi todos los neutrones acaban dentro de núcleos de helio-4 |
| de 3 a 20 min | bajando rápido | Se fabrica el helio y quedan restos de deuterio, helio-3 y litio-7. La cadena topa con el hueco de las 5 partículas |
| 20 minutos | por debajo de la fusión | Se acabó. La composición del universo queda fijada durante los siguientes cientos de millones de años |
La primera fila explica el 25 % de helio sin necesidad de nada más. Si de cada ocho partículas pesadas siete son protones y una es neutrón, y luego cada neutrón se empareja con un protón para formar helio-4, la cuenta sale sola: dos de cada dieciséis partículas forman un núcleo de helio de masa 4, y ese 25 % es lo que efectivamente se mide en el cielo. Una predicción de aritmética elemental que resiste ochenta años de observaciones.
Por qué se paró justo en el litio
Dos cosas la mataron a la vez, y la segunda es una casualidad de la física nuclear que resulta difícil de creer.
La primera es la expansión. A los veinte minutos, el universo se había enfriado y diluido tanto que los núcleos ya casi no se encontraban entre sí, y cuando lo hacían no llevaban energía suficiente para fusionarse. La fundición se apagó sola.
La segunda es un agujero en la tabla. Para pasar del helio-4 a elementos más pesados por el camino fácil habría que ir sumando partículas de una en una, y resulta que no existe ningún núcleo estable con 5 partículas ni con 8. Cualquier cosa que se forme ahí se deshace de inmediato. La cadena topa con un muro justo después del helio, y en los pocos minutos disponibles no hubo tiempo de rodearlo.
Entonces, ¿de dónde salió el carbono?
De las estrellas, cientos de millones de años más tarde. Ellas sí tienen tiempo: dentro de una gigante roja, tres núcleos de helio pueden encontrarse casi a la vez y saltarse el hueco de un brinco. Todo el carbono, el oxígeno, el nitrógeno y el hierro de tu cuerpo se fabricaron en hornos estelares y se repartieron por el espacio cuando esas estrellas explotaron como supernovas. El universo salió de sus primeros veinte minutos con solo tres elementos; los otros noventa y tantos son obra posterior.
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Esta es la razón por la que la nucleosíntesis primordial se considera una de las pruebas más sólidas del Big Bang y no una historia bonita: hizo predicciones numéricas concretas que se pueden ir a medir.
El truco está en buscar material que no haya sido reprocesado por ninguna estrella: nubes de gas muy lejanas y muy antiguas, o las estrellas más viejas de nuestra galaxia. Ahí la composición sigue siendo prácticamente la que salió de fábrica. Y cuadra: la proporción de helio medida ronda el 25 % en masa, exactamente lo predicho.
Pero el resultado que de verdad cierra el caso es otro. La cantidad de deuterio que sobrevivió depende de forma muy sensible de cuánta materia ordinaria había en el universo: cuanta más, más deuterio se consume. Midiendo el deuterio en nubes lejanas se puede calcular esa densidad de materia. Y esa cifra coincide con la que se deduce, por un camino completamente distinto y con física distinta, de las diminutas irregularidades de la radiación de fondo de microondas.
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El deuterio de los primeros minutos y la radiación de fondo de 380.000 años después dan la misma densidad de materia ordinaria
Que dos mediciones tan alejadas en el tiempo y tan distintas en método coincidan es la clase de comprobación que convierte un modelo en ciencia establecida. La idea la lanzaron Ralph Alpher, Hans Bethe y George Gamow en 1948, en un artículo célebre por su firma —alfa, beta, gamma— tanto como por su contenido.
Lo que todavía no cuadra: el problema del litio
Y ahora la parte incómoda, que es también la más interesante.
Con el hidrógeno, el helio y el deuterio la teoría acierta. Con el litio-7, no. Las estrellas más antiguas de la Vía Láctea, las que menos han sido contaminadas por material reciclado, contienen aproximadamente tres veces menos litio del que la nucleosíntesis primordial predice. La discrepancia lleva décadas ahí y se conoce como el problema cosmológico del litio.
Hay tres tipos de explicación sobre la mesa y ninguna se ha impuesto. Puede que las propias estrellas destruyan parte de su litio con el tiempo, mezclándolo hacia capas más calientes. Puede que alguna reacción nuclear relevante esté mal medida en el laboratorio. O puede que falte física: algo desconocido ocurriendo en esos minutos iniciales.
Conviene decirlo con precisión, porque es fácil exagerarlo en las dos direcciones: no invalida el modelo del Big Bang, que acierta en todo lo demás con una precisión notable. Pero tampoco es un detalle resuelto que se pueda barrer bajo la alfombra. Es un fleco abierto, y los flecos abiertos son donde suele estar la física nueva.
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Preguntas frecuentes
¿Qué es la nucleosíntesis primordial?
Es la formación de los primeros núcleos atómicos del universo, ocurrida entre unos diez segundos y unos veinte minutos después del Big Bang. En ese intervalo se fabricó prácticamente todo el hidrógeno y el helio que existen, más trazas de deuterio, helio-3 y litio-7.
¿Qué elementos se crearon en el Big Bang?
Solo los tres más ligeros: hidrógeno, que quedó en torno al 75 % de la masa; helio, alrededor del 25 %; y litio en cantidades ínfimas, del orden de un núcleo por cada diez mil millones. Todo lo demás de la tabla periódica se formó mucho después dentro de las estrellas.
¿Por qué la nucleosíntesis primordial solo duró unos minutos?
Porque el universo se expandía y se enfriaba muy deprisa. Antes de los tres minutos hacía tanto calor que los fotones destruían el deuterio en cuanto se formaba, y a partir de los veinte minutos ya estaba demasiado frío y diluido para que los núcleos se fusionaran. La ventana se abrió y se cerró sola.
¿Por qué no se formaron elementos más pesados que el litio?
Porque no existen núcleos estables con 5 ni con 8 partículas, y ese hueco corta la cadena justo después del helio. Dentro de las estrellas ese muro se rodea uniendo tres núcleos de helio casi simultáneamente, pero eso requiere mucho más tiempo del que hubo disponible en los primeros minutos.
¿Cómo se sabe que ocurrió realmente?
Midiendo la composición de nubes de gas muy antiguas y de las estrellas más viejas, donde el material apenas ha sido reprocesado. La proporción de helio observada, en torno al 25 % en masa, coincide con la predicción. Y la densidad de materia ordinaria que se deduce del deuterio coincide con la que da la radiación de fondo de microondas, que es una medida totalmente independiente.
¿Qué es el problema del litio?
Es la única predicción de la nucleosíntesis primordial que no encaja: las estrellas más antiguas contienen alrededor de tres veces menos litio-7 del previsto. Se baraja que las estrellas lo destruyan con el tiempo, que alguna reacción nuclear esté mal medida o que falte física por descubrir. Sigue sin resolverse.
FUENTES Y PARA SABER MÁS
— R. A. Alpher, H. Bethe y G. Gamow: The Origin of Chemical Elements, Physical Review 73, 803 (1948)
— Particle Data Group: Big-Bang Nucleosynthesis, revisión periódica (pdg.lbl.gov)
— Colaboración Planck: Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters, densidad bariónica (esa.int)
— B. D. Fields: The Primordial Lithium Problem, Annual Review of Nuclear and Particle Science
