Breves en Ciencia y Tecnología

Universo, Mozart y ouroboros

Dr. Carlos  Aponte

En el número especial 35 aniversario de la revista científico-divulgativa La Recherche (Nº 390 octubre 2005) se abordan en un dossier especial los 35 más bellos enigmas de la ciencia. El primero de ellos, centro de nuestra reflexión, es el universo a tiempo cero. Cuando hablamos de tiempo cero, hablamos del origen. Intentar reflexionar sobre el origen mismo del universo es quizás la tarea más fascinante que el cerebro humano pueda realizar. Ahora bien, ¿De dónde partió todo? como ya titulaba la revista Discover, número 5, mayo 2002, con aquella sugerente bola roja, de un centímetro de radio, en el centro de la portada y acompañada del rótulo: “el universo a los 10-34 segundos (Tamaño real)” Es decir, en su origen, toda la Energía del Universo se hallaba concentrada en un volumen ínfimo (la pequeña bola roja); de hecho a tiempo cero, la densidad de energía y la temperatura debía alcanzar valores infinitos dentro de un radio nulo. Momento que precede la aparición del espacio, el tiempo y la materia hace 13.7 millones de años.

En 1929, Edwin Hubble realizó una observación astronómica crucial: las galaxias se alejan unas con respecto a otras a una velocidad dada, y esta  velocidad, con la que dos galaxias se separan, es proporcional a la distancia entre ellas según el modelo de Friedmann. Una galaxia situada a diez millones de años-luz se aleja de nosotros a 200 kilómetros por segundo, mientras que otra galaxia, situada a cien millones de años-luz, se aleja a 2000 kilómetros por segundo. Este movimiento de galaxias entra en correspondencia con la llamada  ley de Hubble (la relación entre las distancias de las galaxias y el corrimiento al rojo de su luz). Este parámetro es la constante de Hubble, designada por H de unos 50 Km/seg. Es decir, las líneas espectrales de emisión de una galaxia dada que se aleja de nuestra posición cósmica tienden a estar desplazadas hacia el rojo. Así, parece ser que este corrimiento al rojo (el denominado efecto Doppler) esta en relación con la velocidad de alejamiento de las galaxias en un universo en expansión. Por tanto, el universo no es estático sino que se encuentra en una constante expansión. De allí se deduce que a un momento anterior dado (entre diez y veinte mil millones de años) toda la materia del universo se encontraba densamente concentrada. En este punto la teoría de relatividad general de Einstein colapsa; y a esto se denomina matemáticamente: una singularidad. Esta pauta global de movimiento de las galaxias sugiere al inicio (tiempo cero) una explosión inicial, un Big Bang que origina todo tiempo/materia contenido en nuestro universo.

Antes de 10-43 segundos después del Big Bang, se halla la barrera de conocimiento, la barrera de Planck. Ahora bien, es importante dejar claro, que la misma idea de definir un “instante previo, anterior” (en término de espacio/tiempo) pierde sentido, ya que el mismo espacio/tiempo se distiende, se deforma; lo cual es una predicción de la teoría de relatividad general de Einstein. Tanto espacio y tiempo son parte integrante del campo gravitacional del Universo; así, toda deformación del campo gravitacional se traduce en una deformación o curvatura del espacio/tiempo. Es decir, espacio y tiempo nacen de la misma nada al momento del Big Bang. Pero esa rara nada absoluta no es más que vacío quántico, fluctuaciones quánticas espontáneas e imprevisibles; el Principio de incertidumbre de Heisenberg (podemos saber la velocidad o la posición de un electrón pero nunca podrás obtener información simultanea de los dos variables) en el nacimiento del Universo. En la actualidad, se habla de supercuerdas vibrando en un espacio/tiempo de 11 dimensiones. De acuerdo a esta teoría de cuerdas, una partícula elemental no es un punto sino un lazo de cuerda vibrante tal como una cuerda de violín o de piano, la misma vibra a una diferente armónica: Mozart construyendo universos. Es decir, la vibración de una cuerda fundamental  podría dar lugar a masas y cargas de fuerza. Así, parece ser que el universo nace de una fluctuación quántica a partir de un vacío infinitamente pequeño.

A los 10-43 segundos después del Big Bang, el equilibrio materia/antimateria se fractura, y tal fractura termina favoreciendo a la materia. Esta es la denominada era hadrónica, el universo como una pasta densa constituida por hadrones y leptones (partículas y antipartículas). A los 10-34 segundos después del Big Bang, el universo que conocemos solo estaba constituido de un plasma de quarks (partículas constitutivas de protones y neutrones), gluones (partículas de intercambio de la fuerza nuclear) y otras partículas exóticas. A fuerte densidad; los nucleones se interpenetran y los quarks dejan de estar confinados dentro de los nucleones. Es a los 10-23 segundos -bajo la presión  del enfriamiento por expansión- que se produce la transición hacia la materia ordinaria.  Sólo a los 100 segundos después del Big Bang, se forman los núcleos atómicos. Protones y neutrones se unen para formar los primeros núcleos atómicos. En este instante, el Hidrógeno se forma en el seno de esta sopa primordial. Todos los demás elementos químicos  tendrán presencia en el universo sólo después de su génesis por nucleosíntesis durante el curso de la evolución estelar. Efectivamente, todos los elementos pesados, del carbono al uranio, han sido fabricados por evolución estelar, pero no así los elementos ligeros como el hidrogeno (ya mencionado), el helio, el litio, el berilio, el boro y sus isótopos, los cuales se originan de la nucleosíntesis primordial. El deuterio, isótopo pesado del hidrógeno, se debió formar solo cuando la temperatura disminuyó, y cuando el mismo llegó a ser abundante (aproximadamente 2 x 10-5 g/cm3), unos centenares de segundos después del Big Bang, entonces podía tener lugar la formación de núcleos más pesados, tales como 3He y 4He. Dado los valores bajos de densidad, los núcleos formados en el universo primitivo eran esencialmente los más ligeros (p. ej. 7Li). Estos núcleos ligeros son verdaderos fósiles cosmológicos. 

Por otro lado, en 1992, el satélite de la Nasa denominado COBE (Cosmic Background Explorer) realizó mediciones precisas de la radiación de fondo cosmológica (radiación primordial que baña todo nuestro universo e identificada por primera vez por los miembros de la Bell Telephone Laboratories en New Jersey: Arno Penzias & Robert Wilson). Dicha radiación, gestada 300.000 años después del Big Bang, muestra zonas de una temperatura ligeramente superior (color oscuro) y de una ligeramente inferior (color claro) al promedio de 2.726 ºK 2, 11. Esas irregularidades (granularidad) observadas en el mapa-COBE no son más que un cliché-foto de ese instante del universo naciente. Estas áreas son los primeros embriones de lo que serán las estructuras galácticas en formación. Recientemente, el satélite americano Wilkinson Microwave Anisotropy Probe afinó estas fluctuaciones de temperatura y los resultados obtenidos indican que el universo, con una edad de 13.7 millones de años, posee una geometría plana o cuasiplana, y su expansión se acelera por la presencia de una misteriosa energía sombra u obscura. Con la expansión del universo en gestación existe una disminución concomitante de la temperatura. Disminución que permite a su vez una segunda fractura de importancia, aquella relativa a la materia y luz (luz, rayos X y rayos g)  el universo deviene transparente a la radiación de fondo cosmológica. En el pasado, la radiación cósmica estaba en equilibrio con la materia mediante interacciones entre fotones y electrones; en la medida que el universo se dilataba, la densidad original también disminuía y como consecuencia la interacción luz/materia se fractura. Cada fractura de simetría esta en relación con la disminución de temperatura debida a la expansión. La organización y reordenación de la materia (átomos, moléculas, estrellas, galaxias, cúmulos de galaxias, sistemas solares, planeta y vida) en el universo será producto de la inevitable disminución de la temperatura del mismo por la expansión. El crecimiento de la complejidad emerge de una interacción fructuosa entre lo infinitamente grande (planetas, estrellas, galaxias, Universo) y lo infinitamente pequeño (moléculas, átomos, nucleones, quarks, y supercuerdas).

Fue hacia los 1000 millones de años después del Big Bang, que los cúmulos de materia comienzan a condensarse y forman quásares, estrellas y protogalaxias. Así, bajo la influencia de la materia oscura, los elementos ligeros y partículas se ensamblan para formar los gases en el seno de embriones de galaxias. Bajo el efecto de la gravedad, el gas se densifica en nubes protogalácticas. En el seno de estas nubes se engendran las estrellas. Las estrellas se forman cuando las nubes moleculares entran en colisión o se desestabilizan por efecto de un fenómeno exterior. Recientemente, en la nebulosa Omega, a unos 7000 años-luz de la tierra, se detectó una estrella en formación, tan masiva como unas 20 masas solares. Otro dato de importancia es respecto al quasar þ1148+5251, en el cual se detectó un inmenso reservorio de gas y polvo altamente enriquecido en oxígeno y carbono lo que sugería que hace unos 850 millones de años después del Big Bang ya tenía lugar la primera serie de formaciones estelares y muerte de estrellas masivas.

Las estrellas juegan un papel de primera línea en la dinámica y evolución del universo: (a) Liberan una gran cantidad de energía (el corazón de estrellas recién nacidas se calienta a unas decenas de millones de grados Kelvin y se convierten en lugares para la fusión nuclear)   y (b) sintetizan la mayoría de los elementos químicos. La observación de la abundancia de elementos en el universo tiende a presentar una cierta regularidad de una estrella a otra y a su vez mantiene cierta proporción con la que encontramos en nuestro sistema solar. Una joven estrella transforma permanentemente hidrógeno en helio + fotones + neutrinos, hasta que el combustible es consumido. Entonces, la estrella se contrae de nuevo y, bajo la fuerte densidad alcanzada, la temperatura aumenta hasta unos 200 millones de grados. Bajo estas nuevas condiciones, los núcleos de helio se fusionan y generan núcleos de carbono (proceso triple a), engendrándose una gigante roja. Cuando todos los átomos de hidrógeno y helio han sido consumidos, la estrella se vuelve a contraer aumentando, por ende, su temperatura (hasta 500 millones de grados K). En ese momento, comienza la combustión de carbono (12C + 4He --->16O), enriqueciéndose el centro de la estrella en elementos pesados (oxígeno, silicio, sodio, y azufre). La tasa de producción total de carbono sólido a partir de estrellas enriquecidas en carbono es cerca de 0.002 masa solar por año. Las estrellas que son pesadas en un orden de más de diez veces el Sol, el núcleo es principalmente de hierro. El punto final del colapso de una estrella dependerá de su masa: (a) enanas blancas si la masa de la estrella es 1.2 veces la masa del Sol, (b) Supernova, estadio para estrellas con masas de más de 10 veces que aquella del Sol o (c) un agujero negro, el colapso total de una estrella, donde nada, ni siquiera la luz, puede escapar. Un punto final donde la curvatura espacio/tiempo se hace infinita: una singularidad. En efecto, las mismas ecuaciones que describen un agujero negro, pueden describir el Universo naciente. El Ouroboros del Universo, la serpiente que se muerde la cola; perpetua transmutación de la vida y de  la muerte.

Bibliografía recomendada

1. Luminet, JP. (2005) A la recherche du temps zero. Dossier: Les 35 plus belles énigmes de la science. La Recherche. 390: 30-34.        [ Links ]

2. Hawking, S. 1996. Historia del Tiempo. Ilustrada. Crítica. Grijalbo Mondadori. Barcelona. España.        [ Links ]

3. Davies, P. 2002. Avant le Big Bang. La Recherche. 349 : 32 - 36.        [ Links ]