El origen del Univeerso II

En la Teoría del Estado Estacionario, mientras las galaxias se alejan, la idea es que nuevas galaxias se forman con materia que ha estado creándose continuamente en el espacio. El Universo habría existido por siempre y habría estado siempre igual. Esta última particularidad tuvo la gran virtud, desde un punto de vista positivista, de ser una predicción certera que pudo ser comprobada a través de la observación. El grupo de radioastronomía de Cambridge, bajo la dirección de Martin Ryle, hizo una encuesta sobre las fuentes débiles de radio a comienzos de los años sesenta. Éstas estaban distribuidas de manera bastante uniforme en el cielo, indicando que la mayoría de los fuentes se sitúan afuera de nuestra galaxia. Las fuentes más débiles, en promedio, estarían más alejadas.

La Teoría del Estado Estacionario predijo la forma del diagrama del número de fuentes contra el origen de la fuerza. Las observaciones demostraron más fuentes apenas perceptibles de lo que se predijo, indicando que la densidad de las fuentes era más alta en el pasado. Esto era contrario a la conjetura básica de la Teoría del Estado Estacionario, según la cual todo es constante en el tiempo. Por esto y otras razones, la Teoría del Estado Estacionario fue desechada.

Otro intento para evitar que el Universo tuviera un comienzo fue la sugerencia de que hubo una fase previa de contracción, pero debido a la rotación y las irregularidades locales, la materia no caería en el mismo punto. En cambio, diferentes partes de la materia se perderían y el Universo se expandiría de nuevo con la densidad permaneciendo finita. Dos rusos, Lifshitz y Khalatnikov, declararon haber probado que una contracción general sin una simetría exacta llevaría siempre a un rebote con la densidad permaneciendo finita. Este resultado fue muy conveniente para el materialismo dialéctico marxista leninista, porque evitó los cuestionamientos complejos sobre la creación del Universo. Por lo tanto, esta teoría se volvió un artículo de fe para los científicos soviéticos.

Cuando Lifshitz y Khalatnikov publicaron estos argumentos, yo era un estudiante de investigación de veintiún años, buscando algo para completar mi tesis de doctorado. No creía en lo que ellos llamaban su prueba, y entonces junto a Roger Penrose empecé a desarrollar nuevas técnicas matemáticas para estudiar esa cuestión. Nosotros demostramos que el Universo no podía tener saltos. Si la teoría de la relatividad de Einstein es correcta, habrá una singularidad, un punto de densidad infinita en la curva tiempo-espacio, donde el tiempo tiene un comienzo.

Radiación de microondas.

La evidencia derivada de la observación para confirmar la idea de que el Universo tuvo un denso comienzo llegó en octubre de 1965, unos pocos meses después de mi primer resultado sobre esta singularidad, junto con el descubrimiento de microondas en el espacio. Estas microondas son las mismas que están en su horno de microondas, pero mucho menos poderosas. Calentarían su pizza a un mínimo de 271,3 grados centígrados, que no servirían mucho para descongelar la pizza salvo para dejarla cocinándola sola. Usted puede observar estas microondas por sí mismo. Sintonice su televisor donde no vea ningún canal. Un pequeño porcentaje de la nieve que usted ve en la pantalla causará este fondo de microondas. La única interpretación razonable sobre este fondo es que la radiación que sobra está en estado denso y muy caliente. Mientras el Universo se expandía, la radiación se habría enfriado hasta el remanente débil que observamos hoy.

El satélite WMAP ha recogido la imagen de la radiación de microondas o raadiación cósmica de fondo.

A pesar de que los teoremas de singularidad de Penrose y míos predijeron que el Universo había tenido un comienzo, no nos dijeron cómo comenzó. Las ecuaciones de la Teoría General de la Relatividad dejarían de funcionar sobre esta singularidad. La teoría de Einstein no puede predecir cómo comienza el Universo, pero sí nos puede decir cómo evolucionó una vez que comenzó. Hay dos actitudes que uno puede elegir respecto a los resultados de Penrose y míos. Una es que Dios decidió cómo comenzó el Universo por razones que no entendemos. Este era el punto de vista del Papa Juan Pablo II. En una conferencia sobre cosmología en el Vaticano, el Papa dijo a los delegados que estaba bien estudiar el Universo después de su comienzo. Pero no deberían indagar sobre sus comienzos, porque era el momento de la creación y la obra de Dios. Estaba tan contento que no se dio cuenta que yo había presentado una ponencia en la conferencia, sugiriendo cómo había comenzado el Universo. No fantaseé sobre ser entregado a la Inquisición, como pasó con Galileo.

La otra interpretación de nuestros resultados, que es la que eligen los científicos, indica que la Teoría General de la Relatividad deja de funcionar en los campos gravitacionales en los comienzos del Universo. Esta teoría tiene que ser reemplazada por una más completa. Uno esperaría esto de todas maneras, porque la teoría de la Relatividad no toma en cuenta la estructura más pequeña de la materia, que está regida por la teoría del quantum. Esto generalmente no importa, porque la escala del Universo es enorme, comparada con las escalas microscópicas de la teoría del quantum. Pero cuando el Universo es del tamaño de un Planck, un millardo de un trillón de un trillón de un centímetro, las dos escalas son lo mismo y hay que tener en cuenta la teoría del quantum.

Max Plank y Albert Einstein.

A fin de entender el origen del Universo, necesitamos combinar la Teoría General de la Relatividad con la teoría del quantum. La mejor manera de hacer esto parece ser usar la idea de Feinman, de sumar diferentes historias. Richard Feinman era un personaje simpático que tocaba el bongo en una banda en Pasadena, y también era un físico brillante en el Instituto de Tecnología de California. Él propuso que un sistema va del estado A al estado B, por cualquier camino posible de la historia.

Richard Feynman

Cada camino o historia tiene un cierta amplitud o intensidad, y la probabilidad de un sistema de ir de A a B está dada por sumar las amplitudes de cada camino. Habrá una historia en el cual la luna esté hecha de queso azul, pero la dimensión es pequeña, lo cual son malas noticias para los ratones.

La probabilidad para el estado del Universo en el tiempo presente está dada por la suma de las dimensiones de todas las historias que terminan en ese estado. ¿Pero como comenzaron tales historias? Esta es la pregunta sobre el origen pero planteada de otra manera. ¿Se necesita de un creador para decretar como comenzó el Universo? ¿O el estado inicial del Universo está determinado por una ley científica? De hecho, esta pregunta surgiría incluso si las historias del Universo regresaran al pasado infinito. Pero sería más inmediato si el Universo comenzó sólo quince millardos de años atrás. El problema sobre qué pasó en los comienzos de los tiempos se parece un poco a la pregunta sobre el límite del mundo, cuando la gente pensaba que la tierra era plana. ¿Es el mundo plano? ¿El mar chorrea agua por sus orillas? He probado esto experimentalmente; he estado alrededor del mundo y no me he caído del él.

Como sabemos todos, el problema sobre qué pasa en la orilla del mundo fue resuelto cuando la gente se dio cuenta de que el mundo no era plano, sino una superficie curva. El tiempo, no obstante, parece ser diferente. Parece estar separado del espacio y ser como un vía modelo de tren. Si tuvo un comienzo, tuvo que haber alguien que pusiera en marcha los trenes.

La Teoría de la Relatividad de Einstein unificó tiempo y espacio como espacio-tiempo, pero el tiempo todavía era diferente al espacio, era como un pasillo que si bien tenía un principio y un fin, o era un pasillo que continuaba para siempre. Sin embargo, cuando uno la combina la Teoría de la Relatividad con la del Quantum, Jim Hartle y yo nos dimos cuenta que el tiempo se puede comportar en otra dirección en el espacio bajo condiciones extremas. Esto significa que uno puede deshacerse del problema del tiempo teniendo un comienzo, de una manera similar en la que nos deshicimos del fin del mundo. Supongamos que los comienzos del Universo fueran como el polo sur de la tierra, con grados de latitud, imitando al tiempo. El Universo comenzaría como un punto en el Polo Sur. Mientras nos movemos hacia el Norte, los círculos de latitud constante, que representan el tamaño del Universo, se expandirían. Preguntarse que pasó antes de los comienzos del Universo sería una pregunta sin sentido, porque no existe el Sur del Polo Sur.

El tiempo. medido en grados de latitud. tendría un comienzo en el Polo Sur, pero el Polo Sur es como cualquier otro punto, al menos eso me han dicho. He ido a la Antártida, pero no al Polo Sur.

Las mismas leyes naturales que se aplican al Polo Sur, se aplicarían en otros lugares. Esto acabaría con la antigua objeción de que el Universo tuviera un comienzo, que sería un lugar donde las leyes naturales no funcionan. El comienzo del Universo entonces estaría gobernado por las leyes científicas.

El origen del universo I

El profesor Stephen Hawking habla.
Yo me callo, y todos extraen sus conclusiones.
 (La conferencia, la he dividido en partes para hacer más fácil su lectura y no robarles tiempo a todos Uds.)

Según la gente del Boshongo, en África Central, en el comienzo sólo había oscuridad, agua y el gran dios Bumba. Un día Bumba, quien sufría dolores de estómago, vomitó el sol. El sol secó parte del agua, y surgió la tierra. Todavía sufriendo dolores estomacales, Bumba vomitó la luna, las estrellas y algunos animales como el leopardo, el cocodrilo, la tortuga y, finalmente, el hombre.
Este mito sobre la creación, como muchos otros, trata de responder las preguntas que todos nos hacemos. ¿Por qué estamos aquí? ¿De dónde venimos? La respuesta que generalmente se da es que los orígenes de la Humanidad son relativamente recientes, pues debe haber sido obvio, incluso desde épocas muy tempranas, que la Humanidad mejoraba en conocimiento y tecnología. Así que no puede haber sido hace mucho tiempo, si no, la Humanidad habría progresado mucho más. Por ejemplo, según el Obispo Usher, en el libro del Génesis, la creación del mundo fue realizada el 27 de octubre a las 9 de la mañana en el año 4004 antes de Cristo. Por otro lado, el entorno físico, como las montañas y los ríos, cambian muy poco en el curso de una vida humana. Esos elementos parece haber sido un fondo constante; o bien han existido siempre como un paisaje vacío, o han sido creados al mismo tiempo que los seres humanos.

No todo el mundo, sin embargo, estaba feliz con la idea de que el universo tuviera un comienzo. Por ejemplo, Aristóteles, el más famoso de los filósofos griegos, creía que el universo había existido por siempre. Algo eterno es más perfecto que algo creado. Él sugirió que la razón por la cual veíamos el progreso era que las inundaciones, o cualquier otro desastre natural, habían remitido a la civilización repetidamente a sus orígenes. La motivación para creer en un Universo eterno era el deseo de evitar la invocación de la intervención divina para que creara el Universo y lo pusiera en funcionamiento. Por el contrario, aquellos que creían que el Universo tuvo un comienzo, usaron esto como un argumento para probar la existencia de Dios, como primera causa, o como él que puso en movimiento el Universo.
Si uno creía que el Universo tuvo un comienzo, la pregunta obvia era: ¿qué pasó antes del comienzo? ¿Qué estaba haciendo Dios antes de que creara el mundo? ¿Estaba preparando el infierno para la gente que se hacía tales preguntas? El problema de si el universo tenía o no un comienzo fue una gran preocupación para el filósofo alemán Immanuel Kant. Sentía que había contradicciones lógicas o antinomias, cualquiera fuese el caso. Si el Universo tenía un comienzo, ¿por qué esperó un tiempo infinito antes de que empezara? Kant llamó a esto la tesis. Por otro lado, si el Universo había existido por siempre, ¿por qué tomó un tiempo infinito para que alcanzara el presente estadio? A eso lo llamó la antítesis. Ambas, la tesis y la antitesis, dependían del supuesto de Kant, junto con casi todos los demás, de que el tiempo era absoluto. Es decir, se partió de un pasado infinito hacia un futuro infinito, independientemente de cualquier Universo que pudiera o no existir en este escenario.

Desde luego, tonto no es.

Esto es lo que, aún hoy en día, piensan algunos científicos. Sin embargo, en 1915, Einstein introdujo su revolucionaria Teoría General de la Relatividad. Según esta teoría, el espacio y el tiempo ya no eran absolutos, ya no eran un escenario fijo para los eventos. En cambio, eran medidas dinámicas que fueron moldeadas por la materia y la energía en el Universo. Fueron definidas sólo dentro del Universo, así que no tenía sentido hablar del tiempo antes de que el Universo comenzara. Sería como preguntarse por el punto sur del Polo Sur. No está definido.
Si el Universo era esencialmente inmutable en tiempo, como se asumía generalmente antes de 1920, no habría razón para que el tiempo no fuera definido arbitrariamente como se pensaba antes. Cualquier supuesto comienzo del Universo sería artificial, en el sentido de que uno podría extender la historia a tiempos más tempranos. Podría ser que el universo fuese creado el año pasado, pero con todos los recuerdos y las evidencias físicas, pareciera ser mucho más viejo. Esto hace surgir cuestiones filosóficas profundas sobre el significado de la existencia. Debo manejarlas adoptando lo que se conoce como el enfoque positivista. Según éste, interpretamos los datos que perciben nuestros sentidos en términos de un modelo que hacemos del mundo. Uno no puede preguntarse si el modelo representa la realidad, sólo si funciona este modelo. Un modelo es un buen modelo si primero interpreta un amplio rango de observaciones, en términos de un modelo simple y elegante. Y en segundo lugar, si el modelo hace predicciones certeras que puedan ser probadas, y posiblemente alteradas por la observación.
En términos del enfoque positivista, uno puede comparar dos modelos del Universo. Uno en el cual el Universo fue creado el año pasado, y otro en el cual el Universo existía desde hace mucho tiempo. En el modelo en el cual el universo existía desde hace mucho tiempo se pueden explicar las cosas como si fueran gemelos idénticos que tienen una causa común hace más de un año. Por otro lado, el modelo en el cual el Universo fue creado el año pasado no pueden explicar tales eventos. Así que el primer modelo es mejor. Uno no puede preguntarse si el Universo realmente existía un año atrás, o si simplemente apareció. En el enfoque positivista, son lo mismo.

Por fin Obama hace algo útil!

En un Universo que no cambia no habría un punto de comienzo natural. La situación cambió radicalmente cuando Edwin Hubble comenzó a hacer observaciones con un telescopio de cien pulgadas en el Monte Wilson durante los años veinte. Hubble descubrió que las estrellas no están distribuidas uniformemente a través del espacio, pero están juntas en vastas colecciones que llamamos galaxias.
Midiendo la luz de las galaxias, Hubble pudo determinar sus velocidades. Él previó que mientras muchas galaxias se movían hacia nosotros, nosotros nos alejábamos. Eso es lo que uno tendría en un Universo que fuese invariable con el tiempo. Pero para su sorpresa, Hubble descubrió que casi todas las galaxias se alejaban de nosotros. Más aún, mientras más lejos estaban las galaxias de nosotros, más rápido se movían alejándose. El Universo no era invariable con el tiempo, como todo el mundo pensaba anteriormente. Se estaba expandiendo. La distancia entre galaxias lejanas estaba aumentando con el tiempo.
La expansión del Universo fue uno de los descubrimientos intelectuales más importantes del siglo XX o de cualquier otro siglo. Transformó el debate sobre si el Universo tuvo un comienzo. Si las galaxias se estaban alejando de nosotros, deben haber estado más cerca unas de las otras en el pasado. Si su velocidad hubiese sido constante, tendrían que haber estado una encima de otra, alrededor de quince millardos de años atrás. ¿Fue este el comienzo del Universo? Muchos científicos todavía estaban descontentos con que el Universo tuviera un comienzo, porque parecía implicar que la física había dejado de funcionar. Uno tendría que invocar una entidad externa, que, por conveniencia, llamamos Dios, para determinar cómo comenzó el Universo. Por lo tanto, ellos avanzaron con sus teorías en las cuales el Universo se estaba expandiendo en el tiempo presente, sin haber tenido un comienzo. Una de esas teorías fue la Teoría del Estado Estacionario (Steady State Theory), propuesta por Bondi, Gold y Hoyle en 1948.

Stephen Hawking.

Continuará.

Mas, si es de su agrado continuar con reflexiones de este estilo, no puedo dejar de recomendarles que usen su valioso tiempo visitando el blog de Navegante, donde podrán ver una interesante entrevista realizada al profesor de Oxford Vlatko Vedral, sobre la física cuántica. No se lo pierdan!

Las naves de Orión.

El Universo elegante 4. El sueño de Einstein.

Visitando el Quantum Café todo es posible.

Tomarnos un zumo de tomate azul, atravesar paredes, que el hielo atraviese el vidrio del vaso (y cómo enfriamos el Jack Daniels!?), que yo ligue con una bella multimillonaria o me afilie al PNV.

Todo depende de las probabilidades de que se produzca un fenómeno u otro. 
La función de onda determina las posibilidades de que una partícula se encuentre en un lugar determinado o en otro, que ocurra esto o aquello.
O todo a un tiempo, pues la teoría sugiere que todas las posibilidades se materializarán en un universo paralelo al nuestro, que para nada influye en el nuestro, ni el nuestro en el suyo. Es la teoría de los universos múltiples o multiversos.


En nuestra vida real apreciamos aquellos eventos con altísimas probabilidades de ocurrir (es decir, yo no me afiliaré al PNV ni ligaré con multimillonarias, y mi Jack se enfriará en su vaso gracias a hielos que no atraviesan el vidrio)
Así de sencillo.




Estas diferentes concepciones de la física encierran un profundo desafío filosófico, referente a nuestra libertad.
Mientras en la física clásica (newtoniana y relativista) conociendo los datos de posición y velocidad de todas las partículas del Universo (incluyendo las de nuestros cerebros)podemos predecir con exactitud los acontecimientos futuros, con la física cuántica esto no sucede: podremos decir que es más probable que ésto o aquello acontezcan, pero sin plena certeza.
Mientras la física clásica predetermina que yo escribiré este post, la cuántica nos dice que hay X probabilidades de que lo haga, o no.
La cuántica nos lleva desde un mundo que nos parece completamente desconocido, por lo extraño, a la libertad de elección, o, al menos, a abrir un abanico de posibilidades, mientras que la física clásica determina que desde el principio de los tiempos yo escribiría estos párrafos y Uds. los leerían, sin dejarles escoger el hacerlo, o no.

Me temo que en la Iglesia de la Ilustración somos partidarios de la cuántica, aunque nadie sepa exactamente cómo funciona. 
Eso de que no se nos permita escoger nos produce alergia.

El universo elegante.-1

Un poco harto de hablar continuamente de políticos vagos, golfos, corruptos, derrochones, dilapidadores, estafadores, engañabobos, esquilmadores de la riqueza nacional y de los menguados ingresos de los contribuyentes, hoy voy a iniciar una serie de artículos que tratan de dar a conocer la teoría de cuerdas, la que se supone que ha de ser la teoría que unifique la relatividad y la mecánica cuántica.

Todo empezó el día en que Dams publicó uno de sus magníficos artículos en su blog  

http://caidadeangel.blogspot.com/

 Figura de Calabi-Yau. Representa las n dimensiones de la teoría de cuerdas.

En ese artículo hacía referencia a la Teoría M.
Así que presto acudí a un peligroso lugar donde acechan el vicio y el pecado: la biblioteca, de cuyas estanterías recuperé un volumen leído tiempo atrás y que me proporcionó inmensos placeres.

Decidido a refrescar mi memoria, cogí "El Universo Elegante", del profesor Brian Greene, doctorado en Oxford y en la actualidad profesor de física y matemáticas en la Universidad de Columbia.

 En la imagen el profesor Greene señala una imagen con cuerdas que vibran de diferentes formas.


La primera edición data de 2001, y el ejemplar que releo es de la cuarta edición, publicada en 2006.
Mi pensamiento era tomar apuntes y publicarlos con el fin de dar a conocer esta interesante teoría, aunque sea de forma superficial, que no soy yo quién para dar lecciones de nada a nadie, y mucho menos de estas materias.
Mas he aquí que un día que hacía yo el vago más de lo normal y curioseaba por aquí y por allá, me topé con una serie de vídeos protagonizados por el profesor Greene en los que explica de forma muy amena y comprensible para todos lo que supone la relatividad, la mecánica cuántica, la necesidad de una teoría que unifique ambas, qué son las cuerdas... en definitiva: explica el contenido del libro.
Así que pensé: si él lo explica mejor que yo, para qué voy a confundir a nadie.
El documental dura 50 minutos aproximadamente, pero está dividido en 5 partes de unos 10 min. cada uno.
Como sé que el tiempo escasea los iré publicando de 1 en 1.
Dediquenles esos 10 minutos. Les garantizo que merece la pena.
No teman encontrarse con matemáticas ni ecuaciones. Se trata de animar al conocimiento de esta teoría, no de que salgan huyendo nada más comenzar.

El Universo Elegante. El sueño de Einstein.

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Desde el Big Bang 9

Decíamos ayer...
Ya sé que esta sección de Ciencia tiene menos seguidores que Manuel Cobo (vicealcalde de Madrid), pero su publicación me la debo a mí mismo, que fue la que dio origen a este lío bloggero en el que me he metido y me permite disfrutar de su compañía. De todas formas ya le queda poco. Sean pacientes. Disfruten de la belleza de las imágenes.

Esto se acerca a su fin. Agotado el Helio del núcleo, el combustible es ahora Carbono, pero para que los átomos de Carbono interactuen entre ellos se necesitan 600 millones de grados, aunque su combustión genera menos energía que la del Helio, por lo que para manteneer la presión que lucha contra la gravedad hay que aumentar el consumo de combustible, que se agota en 100.000 años.
Resumiendo:
El Hidrógeno ha tardado 10 millones de años en quemarse y formar Helio. El Helio se quemó en 1 millón de años y formó carbono. El carbono se quemó en 100 mil años y se comenzó a formar Silicio, y aumentando la temperatura Azufre. La temperatura se aproxima a 1.000 millones de grados (han leído bien) y en 10.000 años se ha quemado el Oxígeno.
La temperatura es tan alta que la radiación puede romper los núcleos atómicos, formando nuevos elementos y nuevas recombinaciones.

Comienza la combustión del Silicio, que aporta menos energía que la del Oxígeno. Nueva vuelta de tuerca.
Esto sucede porque conforme aumenta el número de protones y neutrones del núcleo atómico, estos se unen más firmemente y a distancias más cortas. Hasta llegar al Hierro 56. Las partículas que forman el núcleo de los átomos más pesados que el hierro están ligeramente "más separados".

Por motivos que no explicaré, dada su complejidad, se observa que los átomos ligeros pueden unirse para formar otros más pesados liberando energía, hasta llegar al Hierro. Elaborar átomos más pesados (con más protones y neutrones) requiere aportar energía en lugar de liberarla.

Nos hemos quedado sin combustible nuclear. Comienza la combustión del Silicio para formar Hierro, lo que nos lleva 1 día.
10 Millones de años qumando Hiddrógeno, 1 millón de años quemando Helio, 100.000 años quemando Carbono, 10.000 años quemando Oxígeno y 1 DIA para acabar con el Silicio!

El núcleo de la estrella se encuentra rodeado por capas de Oxígeno, Carbono, Helio e Hidrógeno. En este ejemplo, la masa del núcleo sería mayor que la del Sol y tendría un radio mayor que la Tierra, estando compuesto el núcleo de puro hierro.
Mientras esto ocurre, disminuye la presión y el núcleo se contrae. La temperatura llega a 5.000 millones de grados y la radiación rompe los núcleos de Hierro, formando Helio (tanto trabajo para nada), lo que consume energía (que se obtiene de la energía térmica) en lugar de liberarla.
La densidad alcanza las 10.000 toneladas por cada centímetro cúbico. Los electrones adquieren energía y son capaces de convertir los protones en neutrones, desprendiendo neutrinos, que escapan al espacio. 

Debido a esta pérdida de energía el núcleo estelar se comprime más, adquiriendo más densidad, acelerando la reacción entre partículas antes descrita. En menos de 1 segundo el núcleo, con un diámetro como la Tierra, queda reducido a una esfera de poquísimos kilómetros de radio, con una densidad de 100 millones de toneladas por centímetro cúbico. El núcleo estelar se asemeja a un núcleo atómico y todo son neutrones. 

Sr. Bwana, hace unos días hizo Ud. un magnífico post que se refería a temas relacionados con la física cuántica. En mi comentario mencioné un físico al que no recordaba, y ahora he recogido entre mis puntes la cita exacta, que se debe a Niels Bohr y dice lo siguiente:
"Quien no se ha quedado a cuadros con este asunto es que no lo ha entendido"

Desde el Big Bang 8

 Estrellas jóvenes

Pero, siempre hay un pero, la estrella debe tener una temperatura adecuada:  si estuviese más caliente de lo necesario, las reacciones nucleares se acelerarían y todo el combustible nuclear se consumiría en un instante, por lo que la estrella, que de tonta no tiene ni un protón, regula su temperatura.
Cuando la temperatura sube en exceso, la presión del gas aumenta y hace que el volumen de la estrella se expanda, consiguiendo que se enfríe el núcleo (al expandirse disminuye la densidad de la materia y se escapa más fácilmente la radiación. En nuestra casa abrimos la ventana y entra la corriente de aire fresco), logrando nuevamente el equilibrio. Esta situación (expansión-contracción del núcleo) se prolongará durante millones o miles de millones de años, pues, curiosamente, cuanto más masiva es una estrella, más corta es su vida.

 Estrellas masivas

Hemos visto los esfuerzos que tiene que hacer nuestra estrella para vencer a la gravedad. Lógicamente, cuanto mayor es la masa, mayor es la gravedad, por lo que necesita más energía para vencerla, que se obtiene de quemar el combustible nuclear.
Más masa = mayor consumo de combustible = vida más corta.
En el ejemplo que estamos usando ( unas 15 masas solares y 10.000 veces más luminosa que nuestro sol), al cabo de  unos 10.000 millones de años casi todo el Hidrógeno se habría transformado ya en Helio, y la presión del núcleo comenzaría a descender, pues los átomos de Helio se mueven más lentamente que los de Hidrógeno por ser más pesados.
Al perder presión , el núcleo comienza a contraerse nuevamente y, por lo tanto, se recalienta, liberando energía a las capas más próximas al núcleo, que adquieren la temperatura necesaria para empezar a transformar el Hidrógeno en Helio.
Como consecuencia de este proceso la estrella se expande. Este proceso se prolonga durante cientos de miles de años, durante los cuales el núcleo sigue contrayéndose y se va consumiendo el Hidrógeno de las capas exteriores. 

Esquema de las capas solares.

Conforme transcurre el tiempo queda menos combustible y, por lo tanto el aporte de energía es menor, por lo que la superficie de la estrella se va enfriando y su luz se vuelve cada vez más roja.
La temperatura del núcleo alcanza la friolera de 100 millones de grados, y los átomos de Helio4 forman un raro elemento: el Berilio8, al que no le queda mucha vida por delante, aproximadamente 1 mil billonésima de segundo. Puede parecer poco, pero un átomo de Helio en libertad vive 100 millones de veces menos, por lo que se impone el espíritu de supervivencia, aliándose para forma Carbono12, mucho más estable y, lo que es más importante, base de la materia orgánica, es decir, de los seres vivos. El ser humano procede del corazón de las estrellas. Somos polvo de estrellas. Residuos estelares.

 Formación del carbono12.

Pero, siempre hay un pero, la formación del carbono desprende mucha menos energía que la formación del Helio, por lo que, para mantener la presión las reacciones nucleares deben acelerarse, y el helio se quema en apenas 1 millón de años. Las capas exteriores siguen quemando hidrógeno y continuan su expansión, mientras el núcleo sigue contrayéndose y su temperatura se eleva lo suficiente como para permitir que el Carbono12 colisione con el Helio4 y forme Oxígeno16 (que es lo que respiramos)
Así pues, nuestra estrella tiene 3 capas concéntricas:
-El núcleo, compuesto de Carbono y Oxígeno.
-Capa 1, (la más cercana al núcleo) que ya ha quemado el Hidrógeno y formado Helio.
-Capa 2, (la más exterior) que continua quemando el Hidrógeno que resta.

Esquema de la clasificación de las estrellas por su clase espectral. Lamento que esté en ingles, pero no he encontrado ninguna imagen similar en español. 

La temperatura se expresa en grados Kelvin, pero a esas magnitudes las diferencias con la escala en grados centígrados son mínimas (el 0 en centígrados equivale a 273 grados Kelvin).

Como unidad de medida del radio, de la masa y la luminosidad se usa el Sol =1.

Nube Opiuchi Spitzer.

Estas son las nubes de hidrógeno que al colapsar por la gravedad forman las estrellas.

Desde el Big Bang 7

Una vez completado el proceso de ionización la temperatura y la presión del gas pueden aumentar para oponerse a la compresión, y ésta sufre una brusca desaceleración. El volumen que ocuparía nuestra protoestrella sería aproximadamente el de una órbita terrestre.

 Presión y gravedad logran llegar al equilibrio. El gas alcanza el denominado "equilibrio hidrostático". Todavía no se producen reacciones nucleares y la protoestrella carece de una fuente de energía interna, por lo que debe continuar contrayéndose para evitar la presión del gas, que sigue radiando gran cantidad de energía.
Y, en este momento, una vez alcanzado el "equilibrio hidrostático", surge otro problema (ahora entiendo por qué a las actrices famosas las llaman estrellas: no dan más que problemas y quebraderos de cabeza): la superficie de la estrella no debe enfriarse demasiado, pero la radiación queda atrapada en el núcleo, por lo que no puede calentar las capas exteriores.
La naturaleza, siempre sabia y astuta, inventó la convección: inmensas bolsas de gas recalentado suben hacia la superficie de la protoestrella, mientras que el gas más frío se hunde hacia el centro. 

 Llegado el momento en que se establecen estas corrientes de convección, la luminosidad de la estrella experimenta un incremento súbito durante un brevísimo espacio de tiempo (1 año aproximadamente). La radiación que emite sigue siendo infrarroja, pero ya está próxima a la luz visible.
Cuando se alcanza la temperatura adecuada en la superficie, la radiación emitida adquiere la longitud de onda de la luz visible para el ojo humano, y podemos decir que ha empezado a brillar.
Conforme aumenta la temperatura en la superficie de la estrella se hace más fácil el aporte calorífico desde el centro de la misma mediante la radiación, perdiendo protagonismo la convección (a pesar de los servicios prestados, la dejan arrinconada. Os suena de algo?)
En esos momentos, en las capas intermedias de la protoestrella la densidad es parecida a la del agua. Puede parecer poca cosa, pero desde el Big Bang, durante cientos de millones de años, el universo no había conocido nada igual. En unos pocos cientos de miles de años, la nube de gas primigenia ha aumentado su densidad 1 trillón de veces (1.000.000.000.000.000.000).

Con esta densidad y esta temperatura pueden darse otros procesos físicos, y comienzan a tener lugar las reacciones nucleares. El Hidrógeno ( 1 protón), puede unirse al deuterio (1 protón+1neutrón), y formar un isótopo del Helio llamado Helio3 (los isótopos de un elemento químico se caracterizan por tener en su núcleo idéntico número de protones, pero diferente número de neutrones). En este proceso, al unirse las partículas, se libera energía en forma de radiación.

Pero la cantidad de deuterio es tan ecasa que, aunque se genere muy rápidamente, la energía resultante apenas es suficiente para generar la presión suficiente para contrarrestar la gravedad, por lo que la protoestrella sigue contrayéndose.

 
Mas las interacciones entre las partículas se siguen produciendo. El Helio3 puede colisionar con  Deuterio, con Hidrógeno y con más Helio3. Al producirse estos choques lo más probable es que el átomo de Helio3 resulte destruido, pero si se logra que su densidad sea la necesaria, la interacción más numerosa será con Helio3, lo que dará lugar a un isótopo más estable: el Helio4. En este proceso se liberan dos protones, generándose una gran cantidad de energía.
Pero, siempre hay un pero, recordemos que incluso con 10 millones de grados y la densidad increíble del corazón de la protoestrella, ningún protón posee la energía necesaria para llegar a acercarse a otro protón y formar deuterio, así que la naturaleza echa mano de la mecánica cuántica. Veamos cómo:
Los protones se encuentran en lo que se denomina "distribución térmica", es decir que hay protones que poseen más energía de la media (1 de cada 10 millones aproximadamente), aunque incluso los más energéticos sólo tienen 1 centésima parte de la energía requerida para vencer la repulsión provocada por la carga eléctrica idéntica. Pero los misterios de la mecánica cuántica (la que rige para átomos y partículas) permite que en rarísimas ocasiones se aproximen los protones sin necesidad de haber vencido por completo la repulsión. las probabilidades son mínimas, pero hay tantos protones y tantas colisiones que estas interacciones se llegan a producir.  A temperaturas de 15 millones de grados 1 de cada 100 millones de protones tiene una energía 13 veces superior a la media.

Una vez puesto en marcha el proceso de fusión nuclear ya es imparable, y la energía que se origina, transformada en calor, es tan grande que la presión del gas ya es capaz de contrarrestar la gravedad, y, por lo tanto, la contracción, de lo que ya es definitivamente una estrella.

Desde el Big Bang 6

La lucha entre la presión y la gravedad se resuelve en función del tamaño de la nube de gas.
Si el tamaño de la nube es demasiado pequeño, vencerá la presión, pero si aumentamos el radio de la nube (y por lo tanto, su masa), vencerá la gravedad.
Desde luego, el nacimiento de una estrella es largo, difícil y doloroso.

Ahora dejemos volar nuestra imaginación y pensemos en una nube de gas con una masa equivalente a 3000 soles, con un tamaño de 300 años luz de diámetro. Durante 10 millones de años continua comprimiéndose  y consigue reducir su volumen a unos 30 años luz de diámetro. Cuando esta masa detuvo su expansión (100 millones de años antes) la temperatura de la radiación de fondo era de unos 60 grados por encima del 0 absoluto (-273 grados ) y en estos momentos la temperatura ha descendido hasta los 10 grados sobre el cero, y continua adensándose. La densidad aumenta hasta 10.000 átomos por centímetro cúbico (más de 100.000 veces la densidad existente en el momento en el que se detuvo la expansión). Durante un periodo de 100.000 años las partículas entran en “caída libre” gravitatoria,

liberando gran cantidad de energía para evitar el sobrecalentamiento, y la nube se comprime 1.000 veces, adquiriendo un tamaño aproximadamente de la mitad del sistema solar, cesando la compresión. En ese punto la nube es tan  densa que la radiación infrarroja

 Imagen de la radiación infrarroja emitida por diversos emisores, las diferencias de color se deben a las diferencias de temperatura (es decir, a las diferentes longitudes de onda en función de la energía emitida)

( en forma de fotones) emitida, que servía para disipar la temperatura de la nube, evitando que la presión del gas impidiera el colapso, es reabsorbida y no puede escapar de la nube.
En este lapso de 100.000 años la nube tiene una luminosidad equiparable a la del sol, pero con una diferencia muy notable: la nube emite radiación infrarroja (no visible por el ojo humano), mientras que nuestro sol emite luz visible, rayos X y ultravioletas. 

Imagen de la emisión de radiación ultravioleta emitida por el sol. La radiación ultravioleta es muy energética y, por lo tanto, su longitud de onda muy corta (entre 150 y 400 nanometros)

Conforme aumenta la temperatura de la nube, se incrementa la radiación que emite y, por lo tanto, su luminosidad, que puede llegar a ser la de 10.000 soles durante unos pocos años. La temperatura de la nube ha llegado hasta varios miles de grados , y hay energía para dividir las moléculas de hidrógeno.
Parece que estemos igual que 300 millones de años antes, pero la diferencia estriba en que antaño la radiación era más densa que la materia, y llegados a este punto la situación se ha invertido: la materia es ahora 1.000 millones de veces más densa.
En el momento en el que la nube de gas retiene toda la radiación, la presión del gas contrarresta la gravedad y se detiene la contracción, decayendo la luminosidad.
Con tanta energía consumida y tanta radiación emitida, la materia, en este momento, equivale a 15 masas solares, la temperatura continua en aumento y la energía atrapada hace que aumente la presión del gas, aunque todavía no es suficiente para anular el tirón gravitatorio.
La energía producida se convierte en energía de movimiento de los átomos y en radiación infrarroja cada vez más potente (aumenta su frecuencia de onda).

 En esta imagen se explica claramente lo que es la longitud de onda.

 

En esta otra imagen vemos cómo cuando disminuye la longitud de onda, aumenta su frecuencia, es decir el número de ondas por segundo. Las radiaciones más energéticas (rayos X, ultravioletas, gamma) se corresponden con longitudes de onda muy cortas y, por lo tanto, de alta frecuencia, las raidaciones infrarrojas se corresponden con ondas poco energéticas, es decir, de baja frecuencia y amplia longitud de onda.

El motivo de que esta lucha entre gravedad y presión del gas parezca no tener fin es que la materia es eléctricamente neutra.
El hidrógeno tiene 1 protón y 1 electrón. Para ionizar

estos átomos (es decir, para que adquieran carga eléctrica, normalmente perdiendo 1 electrón) se necesita alcanzar los 10.000 grados, y hasta que no se hayan ionizado todos los átomos de hidrógeno y helio presentes en la protoestrella, la temperatura no pasa de esos 10.000 grados.

Desde el big bang 5

Durante los siguientes 100 millones de años el Universo multiplicó su volumen por 50, pero esas regiones más densas sólo lo hicieron por 40, consiguiendo una densidad de materia que duplicaba  la densidad media de todo el Universo.
Fue entonces cuando la gravedad

se manifestó en todo su esplendor y estas regiones frenaron su crecimiento, aunque se siguieron expandiendo hasta doblar su tamaño durante 200 millones de años. Estas regiones fueron el germen de las galaxias, nubes de gas

con una masa equivalente a varios miles de millones de soles, que empezaron a colapsar, es decir, a contraerse.

Pero, afortunadamente, la densidad de estas nubes no era uniforme. De haberlo sido, todos los átomos de la nube hubieran convergido en el mismo punto, invirtiéndose el proceso antes descrito de expansión y enfriamiento, terminando todo en la misma “sopa” de partículas y radiación.
Estas sutiles diferencias de densidad conseguirían que las capas interiores de la nube se comprimieran antes, a lo que habría que añadir que las partículas no se moverían en línea recta, sino que lo harían en órbitas alargadas, pues a la bajísima temperatura (algo mayor del cero absoluto), los movimientos de las partículas son erráticos y azarosos.
Dicho de forma tan simple puede parecer que estas nubes de gas eran densas y compactas (imaginemos una nube de contaminación en el horizonte),

pero eso no era así. Se calcula que en aquellos momentos la densidad de la materia en estas regiones era de 1 átomo por 10 cm. Cúbicos. La distancia que separaba a dos átomos entre sí equivalía a 100 millones de veces el tamaño de los mismos.
Pese a las dificultades evidentes, unos átomos chocaban con otros (interactuaban), disipando la energía resultante de los choques en luz, otra afortunada casualidad, porque de otra forma  la gravedad hubiese detenido la expansión de la nube, pero no hubiera permitido la formación de estructuras como las estrellas o los planetas. Esta “fuga” de energía en forma de luz permitió que el gas (hidrógeno y helio) se condensara sin calentarse. Si se hubiera calentado, la presión del gas hubiera vencido a la gravedad y no hubiera habido estructuras.
Pero antes de continuar con la compresión de la materia para formar estrellas y planetas, había que superar otro obstáculo: la presencia de campos magnéticos, generados por el movimiento de partículas con carga eléctrica.

 


De momento no se conoce muy bien el origen de los campos magnéticos a escala galáctica, pero, al parecer, jugaron un importante papel en el momento en el que la materia se adensaba , pues las partículas con carga eléctrica se ven atraídas por el campo magnético y se resisten a la gravedad.
Resumiendo, cuando la nube de gas se “concentra” tiene que superar dos importantes obstáculos:
1- La presión del gas derivada del incremento de temperatura debido al aumento de las interacciones entre partículas, aunque parte de esa energía se disipa en forma de fotones (luz) producidos en los choques, permitiendo que la temperatura no suba excesivamente.
2- La atracción de los campos magnéticos sobre las partículas con carga eléctrica.

Desde el Big Bang 4

No hemos de olvidar que en aquellos lejanos tiempos los átomos no estaban recubiertos de su capa de electrones,

tal y como los vemos hoy en día, que es la que les da sus propiedades químicas.
El electrón

 

es la partícula más ligera de la tierra. Unas 2.000 veces más ligera que el protón.

Si el cuerpo humano perdiese de golpe todos los electrones que contiene , nuestra báscula no lo apreciaría, y, sin embargo, puede ser la partícula más importante.
El Universo es eléctricamente neutro, por lo que el número de protones y de electrones debe de ser idéntico. 
Ya hemos visto anteriormente que la fuerza electromagnética es mucho más fuerte que la fuerza de la gravedad, de forma que si hubiera un pequeño desequilibrio entre electrones y protones (1 electrón más por cada 10.000 millones de protones) la repulsión eléctrica vencería a la gravedad y no se podrían formar estrellas o planetas.
Durante 100.000 años el Universo continuó expandiéndose y, por lo tanto, enfriándose. En esos momentos el Universo era una nube de gas, compuesto de protones, electrones y radiación, del que ni tan siquiera la luz escapaba, pues la densidad era tan grande que la radiación luminosa era desviada al chocar con infinidad de partículas y “rebotaba” hacia el interior de la nube.

Con una temperatura de pocos cientos de millones de grados, la radiación era de rayos gamma. Cuando la temperatura cayó hasta 1 millón de grados, la radiación perdió energía y pasó a ser lo que hoy conocemos como rayos X.

En esas condiciones no se podía crear ningún tipo de estructura, pues cualquier concentración de materia debida a la gravedad era rápidamente disuelta por la radiación.
Después de 300.000 años la temperatura descendió hasta el punto de ebullición del hierro ( 2700 grados).

Durante otros 30.000 años, esta “sopa” primigenia continuó enfriándose y pudieron comenzar a formarse los átomos tal y como los conocemos hoy en día, es decir, rodeados de su capa de electrones.
Los electrones se sentían atraídos por los protones y se enlazaban para formar átomos neutros como el Hidrógeno. En este proceso los electrones perdían energía, emitiéndola  como fotones (luz) que escapaban al gas de la radiación. Pero era tal la cantidad de fotones (1.000 millones por cada electrón) que recién formado el átomo neutro, un fotón chocaba con él y deshacía la unión.  Para provocar esta ruptura los fotones debían ser muy energéticos, y conforme el Universo se expandía y enfriaba cada vez había menos cantidad de estos fotones tan energéticos y las uniones pasaron a ser más estables. Se calcula que en aquellos tiempos la temperatura era de unos 2.400 grados.
La energía comenzó a concentrarse en los átomos y la radiación fue enfriándose y diluyéndose. Al comenzar la producción de átomos neutros eléctricamente la gravedad venció la partida a la repulsión entre partículas cargadas eléctricamente.
Se cree que en los primeros instantes del Universo hubo regiones ligeramente más densas que la media (1 parte por cada 10.000). Conforme el Universo se expandía, estas regiones lo hacían a una velocidad inferior, y así el contraste de densidades se fue incrementando. Una vez formados los átomos neutros el tirón gravitatorio tuvo cada vez más importancia.

Desde el Big Bang 3

Dudo mucho que mis cualidades como profesor os hayan aclarado vuestras dudas a cerca de la composición de la materia, de la equivalencia entre masa y energía, y otros conceptos que conviene tener claros para una exacta comprensión del proceso que nos ha conducido desde el T=0 hasta nuestros días, en los que miles de millones de humanos pueblan este pequeño planeta, y sólo unos pocos poseen las capacidades intelectuales para comprender adecuadamente las leyes de la Naturaleza, hacerse las preguntas pertinentes y muchos menos aún son capaces de obtener respuestas consistentes y comprobables. Mis más sinceras disculpas, pero me conformo con intentar transmitir unas nociones muy básicas y comprensibles que estimulen vuestra curiosidad.
Prosigamos con la biografía de nuestro pequeño recién nacido, que ya tiene, por fín, 1 segundo de vida.
A tan temprana edad, el Universo (siempre según la teoría, que no había nadie para dar fe de ello) ya ocupaba un volumen muy notable: tenía un diámetro de 1 año luz (equivalente a 2000 veces el Sistema Solar). Se calcula que la temperatura era apenas superior a la de Madrid en agosto: 10.000 millones de grados, y la densidad media era de 1 gramo por centímetro cúbico.
Protones y neutrones estaban separados entre sí unas 100.000 veces sus diámetros.

La distancia media entre un protón y un electrón era 1.000 veces el diámetro del protón y se fijó la proporción entre neutrones y protones ( un 20%). Pero, el neutrón es algo más pesado que el protón ( 1 milésima más), por lo que las interacciones (choques) con otras partículas (incluyendo a los fotones) lograban desintegrarlos en 1 protón, 1 electrón y 1 neutrino, así que al cabo de 200 segundos la proporción se redujo a poco más del 10% (es decir, 90 protones por cada 10 neutrones)
En ese inmenso horno nuclear se produjo el elemento químico más ligero, el Hidrógeno (1 protón)

y posteriormente el deuterio (1 protón+1 neutrón), pero la fuerza de enlace entre protones y neutrones es más fuerte en el Helio (2 protones+2 neutrones) que en el deuterio, las interacciones entre partículas provocaron que los neutrones se agruparan masivamente entorno a los nucleos de Helio.
Se calcula que a los pocos minutos del big bang la masa del Universo se componía de un 24% de Helio.

En la actualidad se calcula que la presencia del Helio en el Universo es entre un 24% y un 28% de su masa. Así que los datos experimentales avalan las previsiones teóricas en la proporción de la formación de Helio en los primeros instantes del big bang. Una prueba más de que realmente hubo un big bang.
Como todos vosotros sabéis, big bang viene a significar "gran explosión". Esta denominación la propuso Fred Hoyle,

un gran físico, contrario a la teoría de un Universo en expansión y en evolución (recordemos que esta teoría es muy reciente, de principios del siglo XX, cuando muchos físicos, astrónomos y científicos en general eran partidarios de un Universo estacionario, que siempre fue y sería exactamente igual), y la propuso con el fin de hacer patente su desprecio por la idea, dándole un "nombre" al T=0 especialmente malsonante y que pudiera parecer ridículo al público en general.
Definición de paradoja: la propuso para ridiculizarla y hoy todo el mundo usa esa expresión para referirse al momento de la creación.