ORIGEN, NACIMIENTO
Y FORMACIÓN DEL UNIVERSO
El modelo del origen del Universo se originó en una
singularidad espacio-temporal de densidad infinita matemáticamente paradójica
mediante la más fuerte explosión de todos los tiempos, que conocemos como «Gran
Explosión», en inglés «Big Bang» (idea defendida por Georges Lemaïtre y George
Gamow), y se caracteriza por postular que todo el contenido del Universo
(materia, energía, espacio y tiempo) aparece de modo súbito en un momento concreto
de nuestro pasado en la que toda su energía está comprimida en un espacio más
pequeño que la cabeza de un alfiler. El tiempo está parado. No existe un “antes”.
La densidad, la temperatura y la presión eran infinitas o, al menos, más
grandes que cualquier valor que tenga sentido para la física que conocemos.
Constituye el momento en que de
la “nada” se libera toda la energía que gran parte de ella se transforma en
materia generando la expansión en todas las direcciones y creando el espacio que
conocemos como nuestro Universo, el Cosmos.
Su inicio está lleno de acontecimientos, que remonta 40
órdenes de magnitud temporal hasta llegar al tiempo de Plank (10-43 segundos).
Cuando el universo tenía apenas 10-36 segundos de edad un
cambio de fase consiguió que el Universo se expandiera de forma exponencial
durante un período llamado “inflación cósmica”. En sus fases más tempranas se
inicia un proceso de rápida expansión en todas las direcciones, al que el
modelo debe su nombre.
Esto explicaría la homogeneización del universo embrionario y la
estabilización del delicado equilibrio entre las energías cinética y
gravitatoria.
Cuando el reloj cósmico marcaba un segundo, una “receta” para generar
nuestro universo habría requerido solamente unos pocos números, quizá sólo
tres:
∙ El primero especifica la densidad media de todas las formas de
materias, luminosa y oscura. Este número (llamado omega) da cuenta del
equilibrio entre la gravedad y la energía cinética. Omega controla el destino
último del universo.
∙ El segundo nos exige conocer de qué está compuesto el Universo. Los
componentes materiales del universo quedaron en la forma de un plasma de
“quacks-gluones” en movimiento en forma relativista. La materia fue lanzada a
temperaturas de millones de ºC y cada partícula comenzó a alejarse muy
rápidamente una de otra. Esta materia está constituida por partículas
elementales: electrones, positrones, mesones, bariones, neutrinos, fotones y un
largo etc. hasta 89 partículas conocidas hoy día. El número de protones y neutrones (llamados colectivamente bariones)
se puede comparar convenientemente con el número de fotones, el cual conocemos
con precisión a partir de las medidas del COBE. La razón es muy pequeña:
1barión por cada 1.000 millones de fotones. Pero sin la escasa cantidad de bariones
en relación a los fotones el Universo sería oscuro y falto de estructura, muy
diferente a la que observamos. La razón entre la densidad de bariones y la de
fotones es un número cósmico universal en el sentido de que puede tomar el
mismo valor en todo nuestro Universo observable; es el resultado de procesos
microfísicos (colisiones y aniquilaciones de partículas) que tuvieron lugar
cuando el material primigenio se expandió y se enfrió por debajo de cierta
temperatura crítica.
∙ Finalmente, tenemos que especificar la amplitud de las “ondulaciones”
primigenias que dieron lugar a las galaxias, cúmulos y supercúmulos.
Estos tres números cósmicos que provienen de las etapas más primitivas
de la evolución cósmica son suficientes para determinar las principales
propiedades del Universo actual.
De todos modos, las primeras fases del Big Bang nos enfrentan a
condiciones tan extremas que sabemos con seguridad que no sabemos lo suficiente.
El Universo se expandió, se
enfrió y se oscureció. Y así, a los 3 minutos de existencia del Universo y a
medida que se va enfriando los quarks (los cuarks o quarks, son partículas elementales
masivas que interactúan fuertemente formando la materia nuclear) se
agrupan en grupos de tres. Ya existen 1.000 millones de núcleos y se ha
producido el plasma cósmico, estado en que se encuentra la materia que
constituye los cuerpos más masivos del Universo, el cual se enfría aún más y
expande durante los siguientes 100.000 años, impidiendo las partículas
elementales y los electrones libres, en un movimiento intensísimo, el paso de
los fotones y por tanto de la luz. Es un Universo oscuro, es una sopa opaca.
La temperatura al descender los
quarks y los gluones (partículas que "unen" los quarks dentro de los nucleones) se combinaron en bariones (bariogénesis), tales
como el protón y el neutrón. Las temperaturas aún más bajas condujeron a nuevos
cambios de fase que rompieron la simetría, así que les dieron su forma actual a
las fuerzas fundamentales de la física y las partículas elementales. Más tarde
protones y neutrones se combinaron para formar núcleos de Deuterio (isótopo del
H, con un neutrón y un protón en su núcleo, y un electrón giratorio en su
corteza) y de Helio en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. La materia
gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad y energía
comenzó a dominar gravitatoriamente sobre la radiación.
Pasados 300.000 años desde el Big
Bang, el Universo se ha expandido aún más siendo ya es más frío. Los electrones
envuelven los pequeños núcleos y se combinan para formar los átomos,
mayoritariamente de H. Por eso la radiación se desacopló de los átomos y
continuó por el espacio prácticamente sin obstáculos. Esta es la radiación de
fondo de microondas.
La energía se condensó en un
material esencialmente en átomos de H y de He, y estos átomos se acumularon en
grandes nubes que crecieron gravitatoriamente, haciéndose más densas alejándose
unas de otras y dejando vía libre hacia el espacio oscuro a los fotones,
formando un Universo transparente y luminoso. Hágase la luz. Esta primera luz
puede ser base del llamado fondo cósmico de microondas, una huella dactilar
permanente del Universo.
A lo largo de los años cuarenta y cincuenta del siglo
pasado, y en combinación con los avances en física nuclear, muchos físicos
estudiaron los procesos que podría haber llevado a la formación de los primeros
átomos en el Universo durante la fase de temperatura extremadamente alta que se
suponía había seguido inmediatamente al instante original. Así, la comprobación
de que la proporción en que aparecían los átomos componentes de los objetos
celestes (aproximadamente 75 % de hidrógeno, 23-25 % de helio, y trazas del
resto de los elementos) coincidía con lo esperado de sus cálculos, lo cual constituyó
la segunda prueba observacional sólida de la teoría.
Finalmente, en 1964 se observó por primera vez una
radiación de fondo que permea todo el Universo, proveniente de todas las
direcciones al mismo tiempo, extremadamente homogénea, y correspondiente a una
temperatura ligeramente inferior a 3 grados por encima del cero absoluto. Hoy
interpretamos esta radiación como el eco de la propia explosión que dio origen
al Universo.
En el año 1
millón de la existencia del Universo, las densidades son mucho menores y el Universo sigue expandiéndose, pero ya de una
forma muy homogénea. Existe abundante evidencia cuantitativa, como la radiación
de fondo y las abundancias cósmicas de helio y deuterio.
Comienzan a formarse los gérmenes
de las galaxias, cúmulos de galaxias con formaciones filamentosas y grumosas cuando las primeras estructuras
gravitatorias se condensan y se forman las estrellas, las galaxias y los
cuáseres, y así continúa hasta después de transcurridos 100 millones de años (Ma)
formando el resto de las estructuras
astronómicas que actualmente se observan.
Ninguna teoría fundamental nos puede ayudar a desenredar las
complejidades de las últimas etapas de la evolución cósmica.
Los mejores ajustes a todos los datos cosmológicos de que
disponemos nos dicen que la edad actual del Universo es 13.780 Ma, con una
pequeña incertidumbre de menos de 3 partes en 1.000
Considerar el espacio como infinito desde el origen es un
detalle crucial para entender muchos otros conceptos clave en nuestra visión global
del Universo y su historia. Por ejemplo, nuestro Universo observable es
el fragmento del Universo cuya luz ha tenido tiempo de llegar hasta nosotros.
Básicamente es una esfera con un radio que sería de 13.800 millones de años-luz
(1 año luz equivale a casi 10 billones de km.) desde el Big Bang hasta hoy, si
no fuera porque debemos tener en cuenta la expansión: las partes del Universo
que emitieron esa luz desde su inicio se han ido alejando de nosotros a la vez
que la luz se iba acercando. Una estimación razonable del radio físico presente
de nuestro Universo observable es 50.000 millones de años-luz.
Si pudiéramos retroceder en la historia del Universo
veríamos que la esfera de nuestro Universo observable era más y más pequeña en
el pasado, hasta reducirse a un punto en el momento de la Gran Explosión.
La propiedad más absolutamente
propia de la materia es su mutabilidad, su propiedad de transformación y la
Ciencia estudia los cambios que puede experimentar. Esto implica la posibilidad
de existir diversas maneras por lo que tendrá que ser ajustado extrínsecamente
para que exista de una manera concreta y no de otra de las posibles, por tanto
todo el Universo ha de ser ajustado.
Las cuatro fuerzas fundamentales de la materia que compone nuestro Universo
(la gravedad, la electromagnética y las dos nucleares, la fuerte y la débil)
son aspectos de una sola fuerza primigenia. Cuando un Universo se enfría tienen
lugar transiciones en las propiedades del espacio vacío que diferencian dichas
fuerzas y establecen las masas de las partículas elementales. La expansión
inflacionaria primitiva, que permitió la transformación de una parte del
multiuniverso en un Universo como el nuestro, terminó probablemente con una
transición de este tipo. Podría ser, por ejemplo, que habitemos un Universo
“isla” finito del cual quizá veamos alguna vez los bordes.
Universos separados o dominios independientes de un Universo infinito,
podrían enfriarse de forma diferente y hasta acabar estando gobernados por
leyes físicas distintas. Más aún, dentro de cada agujero negro quizá se encuentre
la semilla de un nuevo Universo en expansión. Sólo algunos Universos (el
nuestro entre ellos, por supuesto) tendrían condiciones propicias para la
complejidad y la evolución. Esta visión ampliada del Cosmos (literalmente
infinita) es crucial para el principio antrópico. Nuestro Universo parece
uniforme solo porque nuestro horizonte observacional presente es demasiado
pequeño en comparación con el tamaño del Cosmos. Sin embargo, quizá sea
especial. Obviamente no estamos en un punto aislado del espacio: estamos en un
planeta calentado por una estrella, y no
estamos aislados en un espacio intergaláctico, sino que Nuestro Universo debe ser bastante singular (tanto en su contenido
como en las fuerzas que lo rigen) para que la vida pueda evolucionar en su
seno. Pero este carácter especial se comprende mejor cuando comprobamos que es
sólo una isla dentro del archipiélago cósmico.
En el gran espacio interestelar se
formaron grandes nubes turbulentas de gas y polvo que colapsaron debido a
fluctuaciones aleatorias de radiación o de otro tipo y se consolidaron atraídas
por la acción de la gravedad con el tiempo y movidas por la luz estelar, y de
cuya masa solo es visible el 5%. En sus profundidades, los átomos pesados se
condensaron en granos de polvo rocoso y hielo y en complejas moléculas basadas
en el C. De acuerdo con las leyes de la física y la química, los átomos de H
habían proporcionado la materia de la vida.
Las primeras generaciones de
estrellas nacieron en el año 1.000 millones dentro de esas galaxias avivando la
energía oculta en la materia inundando el Cosmos de luz. Los átomos de H y de
He por la fuerza de la gravedad se contraen provocando reacciones nucleares
formado soles y luz estelar. En otras nubes, conglomerados más masivos de gas y
polvo formaron nuevas estrellas. Se adhirieron a ellas pequeñas condensaciones
de materia, imperceptibles motas de roca, metal, hielo y gas, y en estos mundos
como en las nubes interestelares, se formaron moléculas orgánicas hechas de átomos que se habían producido en
el interior de las estrellas.
Al principio, los elementos
pesados estaban atrapados en el corazón de las estrellas, pero las masivas
pronto agotaron su combustible y colapsaron explotando las primeras supernovas
gigantes. En su agonía devolvieron casi toda su sustancia al espacio. El gas
interestelar se hizo rico en elementos pesados. Todos los astros que vemos en
el firmamento nacen de una densa nube molecular interestelar. En su centro se
forman las primeras y más masivas que, al encender los hornos termonucleares y
comenzar a brillar, irradian una fortísima energía ultravioleta. Esta radiación
de partículas de alta energía se llama viento estelar (viento solar en el caso
de nuestro Sol) y barre el material circundante de la nebulosa materna
impidiendo de esta manera la formación de otros astros masivos en sus
cercanías. En otras partes de la nube primigenia sí se forman más estrellas
acaparando el material restante o lo diluyen con su radiación, desapareciendo
la nebulosidad de manera que queda un cúmulo de estrellas jóvenes. Generaciones
y generaciones de estrellas viven y mueren. Nuestro
Universo antes increíblemente denso y caliente está ahora frío y
prácticamente vacío.
Hemos descubierto agujeros negros
supermasivos en muchas galaxias, incluida la nuestra. Hemos visto supernovas,
estrellas que estallan a millones de años luz provocando ondas de gas
supercaliente que se expanden a más de 900.000 km/h. Y en lo más profundo de
nubes de gas y polvo que se elevan a billones de km. de altura, podemos atisbar
el nacimiento de nuevas estrellas. Los telescopios más avanzados están
desvelando los misterios del espacio que apenas comenzamos a comprender: la
materia oscura, la estructura oculta sobre la que está construido nuestro
Cosmos. Y la energía oscura, una fuerza poderosa e invisible está haciendo
expandirse a nuestro Universo. Las imágenes tomadas por el Habbel se encuentran
entre las visiones más extraordinarias del espacio jamás contempladas: restos
de explosiones estelares; vastas nubes de polvo y gas en las que están naciendo
nuevas estrellas; galaxias lejanas que giran formando discos gigantes y
colisionan formando a su vez supergalaxias que despiden gas a 1 millón de km./h.
Estamos viendo fotones que empezaron su viaje hace 13.000 Ma y han tardado todo
ese tiempo en llegar hasta nosotros. Estamos viajando hacia atrás en el tiempo.
Se puede ver el pasado más remoto y el momento más remoto de las primeras
galaxias. Las galaxias que se formaron 600 Ma después del Big Bang, situadas a
10.000, 20.000 millones de años luz, demuestra que el Universo se está
dispersando y expandiendo cada vez más aceleradamente. Y la fuerza que hace que
se expanda es la energía oscura. Continuará acelerándose y lo único que sabemos
es que la energía oscura constituye la mayor parte del Universo. Aproximadamente
el 69 % de la energía total del Universo consiste en esta energía misteriosa,
cuyo origen desconocemos. El 31 % restante se compone de materia, aunque es
necesario señalar que mientras que el 5 % es la materia habitual que podemos ver
y sentir a nuestro alrededor, el otro 26 % se compone de una materia cuya naturaleza aún
hoy no conocemos: la llamamos — también— materia oscura. Y solo podemos verla
observando cómo distorsiona las cosas que están detrás de ella ya que desvía la
trayectoria de la luz al atravesarla al ejercer atracción gravitatoria sobre la
luz existente de las galaxias distantes. Si le sumamos la energía oscura, la
conclusión es que solo un 5% de la totalidad del Universo es visible. Ahora el
reto es buscar lo invisible del Universo.
Cabe recordar que, según la
teoría de la relatividad de Einstein, masa y energía son dos caras de la misma
entidad, por tanto cuando se realiza el censo del contenido del Cosmos ambas
deben tenerse en cuenta. En lo que se refiere al contenido del Universo, el
mejor ajuste a todas las observaciones se consigue asumiendo que vivimos en un
espacio-tiempo plano, es decir, que cumple los tradicionales axiomas de la
geometría euclidiana.
Transcurridos 5.000 Ma de vida
del Universo, se forma la Vía Láctea, nuestra Galaxia en la que la materia se
recicló formando nuevas generaciones de estrellas ricas en átomos pesados: un
legado de sus antecesores estelares. Según observaciones, posee una masa de 1012
masas solares (masa del Sol: 2 x 1030 Tn.) y es una espiral barrada,
con un diámetro medio de 100.000 años luz. Se calcula que contiene 200.000
millones de estrellas.
La Vía Láctea forma parte de un
conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más
grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda. En este grupo se encuentra
también la Galaxia del Triángulo y cuatro galaxias más pequeñas de la serie Messier.
Próxima a la Vía Láctea está la Gran Nube de Magallanes localizada
a unos 160.000 años luz de distancia. Contiene unos 15.000 millones de
estrellas.
Entre las estrellas de la Vía
Láctea hay vestigios de supernovas, resto de una explosión estelar colosal.
Estos filamentos de gas son las capas externas de un astro recientemente
destruido. El gas se desintegra y devuelve la materia estelar al espacio.
La génesis de la galaxia como nuestra Vía Láctea implica conocer la
dinámica del gas interestelar, la formación de las estrellas y los efectos
retroactivos entre estrellas y supernovas.
Puede que algún día una teoría de largo alcance explique el Universo
primitivo desde el tiempo de Plank en adelante. Algunos físicos afirman incluso
que nuestro Universo surgió esencialmente de la nada. Pero esta afirmación no
elude la cuestión filosófica de por qué existe
un universo. Y como dice Stephen Hawking: “Por qué el Universo se tomó la
molestia de existir”. La respuesta del teólogo sería: “Porque Dios lo quiso y
así crear a los hombres para que dieran testimonio de Su existencia y
sabiduría” (Padre Carreira).
Ninguna teoría fundamental nos puede ayudar a desenredar las
complejidades de las últimas etapas de la evolución cósmica.
Nuestro Universo ha estado expandiéndose desde su nacimiento y
podría expandirse eternamente o podría estar colapsándose. Hasta cuando no
sepamos cuánto vale el omega no sabremos cuál de estos dos destinos le aguarda.
Las dos predicciones a largo plazo (expansión perpetua o recolapso en un “Big
Crunch”) parecen muy diferentes; pero si nos remontamos al pasado nos
encontramos con otro enigma: los puntos de partida que podrían haber conducido
al Universo actual son muy restrictivos en comparación con la variedad de Universos
posibles en expansión imaginables.
Otros Universos podrían haberse colapsado antes de que formaran
estrellas. Un Universo que colapsara antes de un millón de años nunca llegaría
a enfriarse por debajo de 3.000 ºK y durante toda su existencia sería una bola
de fuego opaca a temperatura uniforme. Una expansión inicial algo más lenta habría
conducido a un Universo muy diferente al nuestro; y lo mismo habría sucedido
con una expansión demasiado rápida: la energía en expansión habría superado la gravedad
y la materia nunca se habría condensado en forma de galaxias. Nuestro Universo
debió tener un impulso muy determinado para llegar a su situación actual, el
impulso justo para equilibrar la desaceleración gravitatoria. Este es el
llamado problema de la plenitud.
Lo que conocemos como nuestro Universo podría ser un mero dominio de un
ciclo de Universos que se reproducen eternamente. Estos hipotéticos Universos
están ahora separados del nuestro pero procedemos de un antecesor común (¿?).
La gran explosión que originó nuestro Universo es solo un suceso dentro de una
estructura mayor.
A los 9.200 Ma del Big Bang, se
forma nuestro Sistema Solar situado en un extremo de la Galaxia a la que
pertenece, cuando una inmensa nube de gas y polvo empezó a contraerse debido a
la explosión de una supernova próxima. Alcanzada una densidad mínima se
autocontrajo a causa de la fuerza de la gravedad y comenzó a girar a gran
velocidad, por conservación de su momento cinético. La mayor parte de la
materia se acumuló en el centro. La distancia desde el Sol hasta el centro de
la galaxia es de alrededor de 27.000 años luz.
El Sol nació a partir de una nube
interestelar. Esta nube empezó a girar de forma imperceptible, pero a medida
que se contraía por efecto de la gravedad su giro se fue haciendo cada vez más
rápido lo que hizo que la fuerza centrífuga creciera hasta compensar la
atracción gravitatoria. A continuación se formó un disco en forma de remolino
alrededor del proto-Sol, el cual siguió contrayéndose gradualmente, pero esta
contracción lenta se detuvo cuando el centro se calentó lo suficiente para que
se iniciara la fusión del hidrógeno. En su interior la fuerza de la gravedad y
la presión compiten entre sí. La gravedad intenta atraerlo todo hacia el
centro, pero esta compresión calienta el gas y la presión resultante la
equilibra. La superficie del Sol brilla al rojo blanco a una temperatura de
6.000ºC. Pero para proporcionar la presión suficiente su centro debe estar
mucho más caliente, por encima de los 15.000ºC. La vida del Sol solo podía
prolongarse si existía alguna fuente de energía oculta en su interior. El Sol
genera calor por el mismo proceso que explotan las bombas de hidrógeno. Los
átomos de hidrógeno son los más simples: su núcleo consiste en un solo protón,
y a medida que el gas se calienta los protones se mueven más deprisa en su
núcleo, chocando con tanta violencia que se fusionan. Una serie de estas reacciones
pueden fusionar cuatro núcleos de hidrógeno
(o protones) en un núcleo de helio:
4 H+ à He + energía.
La famosa ecuación de Einstein E = mc2 implicaba que en la materia había
energía en estado latente, y que el consumo de menos del 1% de la masa del Sol
bastaría para mantener su fulgor. Como el núcleo de He pesa un 0,7% menos que
los cuatro átomos de hidrógeno originales, la conversión del hidrógeno en helio
proporciona una energía de 0,007 mc2,
lo suficiente para hacer que el Sol
brille durante varios miles de millones de años debida a la producción de
intensas reacciones termonucleares y explosiones en su interior, con síntesis
de átomos más pesados que los primigenios.
Millones de objetos se acercaban
y unían o chocaban violentamente, formándose cuerpos pequeños (planetesimales)
que iban aumentando su masa y al crecer aumentaban su gravedad y recogían más
materiales con el paso del tiempo (acreción).
Mientras tanto, el disco
circundante se enfriaba; en la profundidad de los hornos estelares una fusión
nuclear estaba creando átomos más pequeños. Nuestro Sol está acompañado con unos
400.000 millones de estrellas que forman parte de un supercúmulo con más de
5.000 galaxias. Las estrellas más pesadas que el Sol brillan mucho más, y
evolucionan de una forma complicada y dramática. Su hidrógeno central se
consume (transformándose en helio) en unos cien mil millones de años. Luego la
gravedad comprime estas estrellas pesadas, haciendo que su temperatura interna
aumente más, hasta que los átomos de helio se fusionan para producir núcleos de
átomos más pesados: carbono con seis protones, oxígeno con ocho protones, y
hierro con 26 protones.
H+ à He (100.000 Ma) + gravedad à aumento de temperatura à C (6 H+ ) à O (8 H+ ) à Fe (26 H+ )
Estos elementos, las cenizas que
deja el H, fueron la materia prima, junto con el N, y parte del gas condensado
en forma de polvo y fragmentos rocosos aglomerados. Surgirían más tarde los 9 Planetas
para formar la familia del Sol y son los que formarán las seguras semillas que
darán lugar a la vida. Los encuentros constructivos y colisiones predominaron
y, en solo 100 Ma adquirió el aspecto semejante al actual.
Nuestro Sistema Solar tiene unos
4.500 Ma de existencia. La Tierra (llamada Planeta azul por ser este el color
dominante producido por la reflexión del color del cielo sobre el agua, que
cubre el 71% de la superficie terrestre) como los demás planetas están situados
en el plano de rotación del Sol. La corteza terrestre comenzó a consolidarse y
el vapor de agua a licuarse, hace algo más de 4.000 Ma. El Sol mantendrá
durante unos 6.000 Ma una reacción termonuclear interna, con emisión de luz,
calor, rayos X, y radiaciones electromagnéticas que pueden ser letales, pero que
una vez filtradas adecuadamente mediante la capa de ozono superior de la
atmósfera, activan reacciones químicas de la vida. La vida celular emergió en
nuestro planeta como células sin núcleo hace unos 3.700 Ma, extendiéndose por
toda la biosfera.
Actualmente se estima que además
del Universo observable existen más de cien mil millones de galaxias. A veces,
cerca del centro de un grupo de galaxias hay una galaxia elíptica hecha de
millones de soles que devoran a sus vecinos. Quizá este ciclón de estrellas es
lo que los astrónomos llaman “quásar”. Las galaxias nacen, viven y mueren. En
sus primeros 100 Ma pueden explotar; como ondas de radio se liberan chorros de
energía que se liberan en el Cosmos destruyendo planetas y civilizaciones si
las hubiera.
La Teoría General de la Relatividad predice que la
aceleración de grandes masas en el universo libera energía en forma de ondas
que curvan el espacio-tiempo. Estas ondas moverían todos los objetos que
encuentran a su paso como si fuesen boyas en el mar. Los cuerpos con mayor
gravedad del Universo, como dos agujeros negros que orbitan juntos hasta
fusionarse, deberían generar distorsiones tan violentas que deberían poder
detectarse en la Tierra. Captarlas sería como ganar un sentido más para
percibir el Cosmos más allá de la radiación electromagnética (luz, infrarrojos,
rayos X…) que domina la astronomía actual.
“Hasta ahora solo hemos visto el
Universo y ahora podremos escucharlo por primera vez gracias a las ondas
gravitacionales”, explica Carlos Sopuerta, investigador del Instituto de
Ciencias del Espacio (IEEC-CSIC).
Si una estrella en una galaxia cercana reventase en una supernova, produciría tanta energía como billones y billones de bombas atómicas.
Buena parte se liberaría en forma de ondas gravitacionales, pero esa energía se
iría debilitando como una onda expansiva y, al llegar al Sistema Solar,
curvaría tan ligeramente el espacio-tiempo que la distancia del Sol a la Tierra
solo cambiaría en menos del diámetro de un átomo de hidrógeno.
“Sabemos que las galaxias colisionan varias veces a lo largo de su
vida y captar estas ondas nos permitiría trazar la historia de la aparición de
los agujeros negros”, resalta Sopuerta. Además, se probarían los límites de la
relatividad en los regímenes de gravedad "más extremos".
¿Qué pasará en los próximos cien mil millones de años?
Esta creación celestial podría percibir la catástrofe de un mundo como
el nuestro, o incluso la disolución total del sistema del mundo como un suceso
común y habitual, y con seguridad este fin apocalíptico debe ser tan frecuente
como los aniversarios entre nosotros. Dentro de 5.000 Ma el Sol se habrá
dilatado hasta convertirse en una gigante roja y habrá engullido los planetas
interiores vaporizando toda vida terrestre; luego se convertirá en una enana
blanca que se irá apagando lentamente hasta morir. Hacia la misma época, con un
margen de error de 1.000 Ma, la galaxia de Andrómeda (situada a 2,5 millones de
años luz de la nuestra) que ya se dirige hacia nosotros a una velocidad de 1
millón de kilómetros por hora, se fundirá con nuestra Vía Láctea. Cuando ambas
galaxias colisionen la mayor parte de sus estrellas saldrán ilesas: la
posibilidad de una colisión frontal entre dos estrellas es sólo de una entre
100.000 millones.
¿Cómo será nuestro Universo dentro de 100.000 millones de años?
Será 7 veces más viejo que ahora (aceptando que tiene casi 14.000 Ma de
vida desde el Big Bang). La atracción gravitatoria que ejerce cada galaxia
sobre todo lo demás frena la expansión cósmica. Si la densidad de la materia no
supera el valor crítico (es decir, si omega es 1 o menos) nuestro Universo continuará
expandiéndose. Si la densidad de la materia es sustancialmente mayor que 1, la
gravedad frena la expansión hasta detenerla. Es más, si omega se aproxima a 2
la expansión se detendría cuando el Universo doblara su tamaño actual y las
galaxias comenzarían a caer las unas hacia las otras.
El destino final del
Universo y la edad del Universo pueden
obtenerse midiendo la constante de Hubble actual y extrapolando con el valor
observado del parámetro de deceleración, caracterizado de forma única por valores de
parámetros de densidad (Ω >1). Un
"Universo cerrado" (Ω<1)
va hacia un final tipo Big Crunch y es
considerablemente más joven que su edad de Hubble. Un "Universo
abierto" (Ω=1) se expande para siempre
y tiene una edad que está cerca de su edad de Hubble. Para el Universo acelerante en el
que habitamos, la edad del Universo está coincidentemente cercana a la edad de
Hubble.
Los agujeros negros formados tras la muerte de estrellas masivas o en
los violentos colapsos de los núcleos galácticos (que se manifiestan como
cuáseres) no serían más que precursores de una compresión universal. La implosión
final engullirá todo el Universo antes de que hayan pasado esos 100.000 Ma. Las
galaxias se fusionarían unos 100 Ma antes de la implosión definitiva y las
estrellas se quedarían sueltas, liberadas de su galaxia madre y se dispersarían
por el resto del Universo. La mayoría de las estrellas desaparecería antes de
que la densidad fuera lo bastante grande para que se generalizaran las
colisiones entre ellas. El cielo, iluminado por la radiación desplazada hacia
el azul del conjunto de estrellas (además de la radiación de fondo primordial,
cuya temperatura aumentaría durante la compresión), se volvería más caliente
que la superficie de las propias estrellas. Al absorber más calor del que
podrían emitir, las estrellas se desvanecerían y su gas se dispersaría por todo
el Universo. Todo esto acaecería, como muy pronto, dentro de 50.000 Ma, un
tiempo 10 veces mayor a la esperanza de vida del Sol. El resultado final sería
una bola de fuego semejante a los albores del Universo. Sin embargo el colapso no
sería del todo equivalente a un Big Bang invertido. El Universo primitivo era
homogéneo y uniforme, fuera de las mínimas ondulaciones que dieron lugar a
galaxias y cúmulos. La implosión en cambio, sería irregular y desincronizada.
Nuestro Universo adquiere un grado mayor de estructura a medida que se expande,
y esta tendencia no se invertiría durante la fase de contracción. Todo lo que
ha caído en un agujero negro ya ha experimentado la implosión final. Durante la
contracción se formarían más agujeros negros, y la materia se vería sometida a
violentas fuerzas de marea.
¿Podría el Universo colapsado renacer, cual ave fénix, para iniciar un
nuevo ciclo?
La mayoría de los cosmólogos piensan que omega estaría en torno a 0,2
por lo que nuestro universo aún estará expandiéndose.
¿Un multiuniverso? La versión de los “Universos paralelos” de la
mecánica cuántica ofrece una aproximación al concepto de multiuniverso. La idea
de la “inflación eterna” sugiere otro contexto en el cual podrían existir otros
Universos separados (dominios separados en un multiuniverso) que se enfriaron
de forma diferente al nuestro (en el que quedaron “congeladas” las fuerzas
elementales en sus valores presentes y sus propiedades distintivas), y
acabarían gobernados por leyes diferentes. Quizá formemos parte de un
multiuniverso eterno e infinito, dentro del cual nuevos dominios espacio-temporales
cuyos horizontes nunca se superpongan. Los nuevos Universos podrían ser
engendrados por un Big Crunch (si el nuestro vuelve e contraerse) o incluso
brotar de los agujeros negros: cuando un agujero negro se colapsa, otro Universo
brotaría de su interior dando lugar a una nueva extensión espacio-temporal
separada de la nuestra. La historia entera de nuestro Universo sería solo un
episodio en el multiuniverso infinito con Universos totalmente distintos porque
las leyes físicas que los rigiesen no permitieran la emergencia de la
complejidad. El multiuniverso podría estar gobernado por alguna teoría
unificada (“teoría final” tal que podría entender de manera unívoca las leyes
que gobiernan nuestro Universo) pero cada elemento del conjunto podría adquirir
rasgos accidentales durante su “enfriamiento” y acabar gobernado por leyes (y
constantes físicas) propias que algunas podrán ser universales y otras no).
La edad estimada de las estrellas podría conciliarse fácilmente con el
tiempo de Hubble más corto si la expansión cósmica se acelera al valor máximo
compatible con el argumento antrópico.
El hecho de que el Universo se
esté expandiendo plantea la pregunta "¿Se expandirá siempre?". Dado
que la acción de la gravedad trabaja en contra de la expansión, entonces, si la
densidad fuera lo suficientemente grande, la expansión se detendría y el Universo
se colapsaría en un "Big Crunch". Esto se llama un Universo cerrado.
Si la densidad fuera lo suficientemente pequeña, la expansión continuaría para
siempre (un Universo abierto). En una cierta densidad crítica precisa, el Universo
se acercaría asintóticamente a la tasa de expansión cero, pero nunca
colapsaría. Cabe destacar que todas las evidencias indican que la densidad del
Universo está muy cerca de la crítica. Los estudios sobre la expansión del Universo
a menudo están referidos al parámetro de densidad.
¿Hay vida en otros Sistemas
Solares?
Hasta hace un par de años, los
astrónomos habían descubierto en el orden de 500 planetas extrasolares,
planetas que orbitan otras estrellas. Sin embargo, más recientemente, como
resultado de la misión Kepler, un telescopio espacial que apunta continuamente
a un campo estelar muy denso, se han encontrado un gran número de planetas
adicionales, aproximadamente 1.200 candidatos en el último recuento.
Las exploraciones de los
científicos asociados a la misión Kepler sugieren que podría haber más o menos
500 millones, tal vez incluso mil millones de planetas similares a la Tierra
orbitando estrellas como el Sol que hay en nuestra galaxia. Si juntamos eso con
el hecho de que sabemos, al menos en nuestro planeta, que la vida microbiana
puede vivir en ambientes muy agresivos y diversos, está bastante claro que
habrá ambientes en estos otros planetas que podrían albergar la vida.
Durante el primer semestre de
2016 utilizando telescopios de ESO (Observatorio Europeo Austral) y otras instalaciones,
un equipo de astrónomos ha encontrado claras evidencias de la presencia de un
planeta orbitando la estrella más cercana de la Tierra, que ha sido nombrada Próxima Centauri, situada a unos 4 años
luz. Esta estrella fría de la constelación de Centaurus es demasiado débil para
poder ser detectada a simple vista, siendo una estrella “enana roja”, las
cuales se caracterizan por su pequeño tamaño y una temperatura en su superficie
de menos de 4.000 ºK, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a la
mitad de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares) y se denominan
estrellas marrones las cuales forman la mayor parte de las estrellas.
Y siguiendo esta dinámica de
investigación astronómica, un equipo internacional de astrónomos ha descubierto
recientemente un nuevo Sistema Solar con 7 Planetas del tamaño de la Tierra y
que podrían albergar vida. Esta estrella tenue y fría llamada Trappist-1 del tamaño de nuestro planeta
Júpiter se encuentra a una distancia de la Tierra a unos 40 años-luz. Sus
Planetas que giran a su alrededor son rocosos, como la Tierra, Marte, Venus y
Mercurio. El más cercano a su Sol tarda 1 día en completar su órbita, y el más
alejado, 12 días. La Tierra tarda 1 año. Tres de estos Planetas están demasiado
cerca de su astro, lo que hace que, probablemente, sus climas sean abrasadores;
el 4º de estos planetas quizá sea un mundo helado, pero los restantes están
dentro de la “zona habitable” y pueden albergar océanos y por lo tanto la
existencia de agua líquida, lo que hace posible la vida.
A la pregunta que nos hacemos de
si habrá otros sistemas estelares en los que haya vida, y vida inteligente, la
respuesta es que lo probable es que sí, ya que entre los miles de millones de
galaxias puede encontrarse un sistema solar parecido al nuestro (pero no
idéntico) con algún planeta a la distancia apropiada de la estrella, con una
atmósfera similar y con las condiciones necesarias para albergar vida y
habitantes inteligentes.
Lo improbable es llegar hasta
ellos, o ellos hasta nosotros, ya que las distancias cósmicas de miden en miles
y millones de años luz.
Pero lo que sabemos es una gota
de agua. Lo que ignoramos es un inmenso océano.
Apenas empezamos a entender las
leyes que rigen el Universo, el cual es rico en misterios.
¿Y cómo descubrimos que existen
tales leyes? Si viviéramos en un planeta en que nada cambiara, no habría mucho
por hacer, nada por resolver. No habría impulso para la ciencia. Si viviéramos
en un mundo impredecible con cambios aleatorios o complejos, no podríamos
resolver nada. Allí tampoco habría Ciencia. Pero vivimos en un mundo
intermedio, cambiante pero dentro de ciertos patrones y reglas que llamamos
Leyes de la Naturaleza.
¿Quiénes somos o qué somos? Según
Teilhard de Chardin ”Somos la suma de todos los que nos precedieron, de todo lo
que fue antes y nosotros de todo lo que hemos visto. Somos toda persona o cosa
cuya existencia nos ha influido y a la que hemos influido. Somos todo lo que
ocurre cuando ya no existimos, todo lo que no habría sido si no hubiéramos
existido”. Somos el legado de casi 14.000 Ma de evolución cósmica.
Muchos Universos habrían sido construidos de forma caótica durante una
eternidad antes de que surgiera nuestro sistema; el arte de la creación de
mundos habría ido mejorando, lenta pero constantemente, durante infinitas
edades, tras muchos intentos infructuosos y mucho esfuerzo baldío.
Éste es nuestro Universo, nuestro museo de maravillas y belleza,
nuestra catedral.
Sin embargo, hay dos preguntas básicas. La primera es: ¿por qué hay
algo en lugar de nada? Y la segunda:
¿qué relación hay entre las propiedades del Universo ya en su primer momento y
nuestra existencia?
Si no sabemos contestar a estas dos preguntas, tendremos que contestar
que no entendemos nada.
Luis Pertejo.
Madrid, abril, 2017.
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