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Universo | Idea

Actualizado: 7 sept 2021


El Universo es un acontecimiento postulado por la teoría cosmológica, la misma ciencia que lo estudia, la cosmología, es una rama o sección de la física teórica, en ella se deduce, mediante argumentos lógicos y matemáticos, que el universo ha sido generado en un momento preciso del pasado previo a toda la materia que hoy contiene. El Universo surgió en un instante definido, entre 13.500 y 15.500 millones de años atrás y en la teoría de la relatividad general observada por Albert Einstein se demuestra su expansión. Según esta teoría, puesto que los componentes del Universo se están separando, significa que en el pasado se hallaron cercanos y que retrocediendo lo suficiente en el tiempo se llegará necesariamente a la conclusión y evidencia de que todo ha devenido de un único y diminuto lugar, un punto matemático que se denomina, singularidad. El cúmulo de energía previo al universo se conoce como Gran Explosión o Big Bang y el descubrimiento de la radiación de fondo cósmica es considerado una confirmación de esta idea y una prueba de que el Universo tuvo un origen. En el Big Bang estuvieron concentradas y unificadas la materia, la energía y el espacio como una misma cosa, por lo que no había ningún lugar fuera, ningún momento antes, ni ningún evento previo y será el propio espacio lo que se expanda a medida que el Universo crezca. La teoría inflacionaria del origen del Universo se llama así porque implica un proceso denominado inflación, y se basa en una combinación de las ideas cosmológicas con la teoría cuántica de campos y la física de partículas elementales. Esta explicación toma como tiempo cero el instante en que todo ha surgido a partir de una singularidad extremadamente densa y caliente que contiene toda la masa y energía del Universo, pero de un tamaño mucho menor que el de un núcleo atómico, objeto de donde salió la energía-materia despedida hacia afuera en una extensión que continuará en los miles de millones de años transcurridos desde entonces y abarcará miles de millones de años después. Según la teoría inflacionaria, este empuje inicial se debe a procesos en los que una sola fuerza unificada de la naturaleza se ha dividido en las cuatro fuerzas fundamentales que llegaron a ser: la gravitación, el electromagnetismo y las interacciones nucleares fuerte y débil. Esa breve descarga antigravitatoria surgió como una predicción natural de los intentos de pensar una teoría que combinara tres de las cuatro fuerzas, y se conoce como teoría de la gran unificación, a esta le sobre vino un intento de integración de la fuerza gravitatoria que se conoce como teoría del todo, sin embargo e irónicamente, al nunca estar completa, devino en la teoría de campo unificado que finalmente desemboco en las teorías de cuerdas. Por su parte la teorizada fuerza inflacionaria solo actuó durante una minúscula fracción de segundo, pero en ese tiempo multiplico el tamaño del Universo 100 veces aproximadamente, haciendo que un cúmulo de energía unas 1000 veces más pequeña que un protón (núcleo de un átomo) se convirtiera en una zona de 10 cm de extensión, en solo 15 × 10-33 segundos. El empuje hacia afuera de este fenómeno fue tan violento y potente que, aunque la gravedad esté frenando las galaxias con todas sus estrellas desde entonces, la expansión del Universo continúa y continuará en el futuro lejano. Siguen debatiéndose los detalles del funcionamiento de la inflación aun después que los cosmólogos creen entender todo lo que ha ocurrido con posterioridad desde que el Universo tenía una diezmilésima de segundo de antigüedad, cuando la temperatura era de un billón de grados y la densidad era en todas partes la que existe actualmente en el núcleo de un átomo. En esas condiciones, las partículas materiales protones y electrones (núcleos de átomos y sus orbitales negativos) tomaron el lugar de energía en forma de fotones (partículas de luz con maza nula) por radiación cuántica, lo que significa que dejaron de ser corpúsculos para convertirse en ondas. Luego, los fotones perdieron energía, o se desintegraron por completo, y la energía perdida fue transportada por cuantos (configuraciones numéricas de energía no masiva que intercambian momentos por fracciones de fuerzas fundamentales [gravedad, electromagnetismo]) que nuevamente les unificaron en electrones o protones. Parte de esta dinámica está explicada por qué las partículas que se desintegran, incluso ahora, emiten sus energías como fotones, según la ecuación de Einstein E = mc2. Aunque estas condiciones son extremas en comparación con nuestra experiencia cotidiana, corresponden a energías y densidades estudiadas rutinariamente en los aceleradores de partículas; es por eso que los teóricos están convencidos de entender lo que ocurrió cuando todo el Universo se hallaba en ese estado. A medida que el Universo se enfrió, los fotones y las partículas materiales ya no tuvieron suficiente energía para ser intercambiables, y el Universo, aunque siguió expandiéndose y enfriándose, comenzó a estabilizarse en un estado en el que el número de partículas permaneció constante, haciendo con ello una materia más estable bañada en el calor de la radiación cósmica, región más sólida de lo que antes solo fue energía pura interactuando entre sí. Una centésima de segundo después del principio, la temperatura callo hasta los 100 000 millones de grados, y los protones y neutrones se estabilizaron. Al principio hubo el mismo número de protones (orbitales positivos) que de neutrones, pero durante un tiempo las interacciones entre estas partículas y los electrones de alta energía convirtieron más neutrones en protones que protones en neutrones. Una décima de segundo después del principio, ya solo había 38 neutrones por cada 62 protones, y la temperatura había bajado a 30 000 millones de grados. Algo más de un segundo después del nacimiento del Universo solo había 24 neutrones por cada 76 protones, la temperatura había descendido hasta 10 000 millones de grados y la densidad de todo el Universo solo era 380 000 veces superior a la del agua en su estado natural. Para entonces, el ritmo de los cambios ya estaba desacelerando. Fueron necesarios casi 14 segundos desde el principio para que el Universo se enfriara hasta los 3 000 millones de grados, momento en que las condiciones fueron lo suficientemente suaves para permitir los procesos de fusión que se producen en una bomba de hidrógeno o en el corazón del Sol del sistema planetario donde habitan los humanos en el planeta que llaman tierra. En esa fase, los protones y neutrones individuales empezarían a permanecer unidos por poco tiempo en formaciones llamadas átomos al colisionar entre sí, formando también núcleos de deuterio (hidrógeno pesado) antes de separarse por efecto de nuevas colisiones. Tres minutos después del principio, el Universo sería unas 70 veces más caliente que el centro del Sol en la actualidad, ya que se habría enfriado hasta solo 1 000 millones de grados. Para entonces únicamente había 14 neutrones por cada 86 protones, pero llegados a ese punto los núcleos de deuterio no solo pueden formarse sino también sobrevivir como núcleos estables por más tiempo a pesar de las colisiones. Esto hará posible que algunos neutrones del original cúmulo de plasma del Big Bang sobrevivan hasta el futuro lejano. Y es a este lento proceso de enfriamiento cósmico al que se conocerá después como termodinámica, la dinámica de la temperatura general del universo. Desde ese momento hasta aproximadamente cuatro minutos después del principio tuvieron lugar una serie de reacciones nucleares que convirtieron algunos de los protones (núcleos de hidrógeno) y núcleos de deuterio en núcleos de helio (cada uno con dos protones y dos neutrones), junto con trazas de otros núcleos ligeros, en un proceso conocido como nucleosíntesis. Solo algo menos del 25 % del material nuclear terminará en forma de helio, y el resto (salvo una fracción de un 1 %) en forma de hidrógeno. No obstante, la temperatura aún será demasiado alta para que los núcleos puedan capturar electrones y formar átomos mayores y estables. Más de 30 minutos después del principio, la temperatura del Universo era de 300 millones de grados, y la densidad habría disminuido hasta ser solo un 10 % de la del agua en estado líquido. En ese momento los núcleos de hidrógeno y helio con carga positiva, coexistirían con electrones libres (de carga negativa), debido a su fuerza eléctrica y, tanto los núcleos como los electrones seguirían interaccionando con los fotones. La materia se concentró en ese entonces en un estado denominado plasma, similar al estado de la materia que existe en la actualidad en el interior del Sol. Esta actividad proseguirá durante unos 300 000 años, hasta que el Universo en expansión se enfrió para alcanzar la temperatura que en la superficie del Sol es apta para la vida en la tierra, unos 6 000 °C. Esa temperatura será suficientemente fría y el espacio entre las partículas suficientemente amplio para que los núcleos empiecen a capturar electrones y formar átomos complejos y duraderos. Durante los 500 000 años siguientes, todos los electrones y núcleos se unirán de este modo para formar átomos de hidrógeno y helio persistentes en el espacio y como los átomos serán en su conjunto eléctricamente neutros, dejarán de interaccionar con la radiación. El Universo se hará transparente y vacío por primera vez, al poder pasar los fotones de radiación electromagnética junto a los átomos de materia sin ser perturbados por la densa energía pura. Será esta radiación, enfriada ya hasta unos -270 °C (3 K), la que detectaran los radiotelescopios, como microondas de la radiación de fondo. Esta radiación no habría interaccionado con la materia desde unos cientos de miles de años después del principio, y hoy se pueden observar estas primeras interacciones en forma de ligeras diferencias en la temperatura de radiación, según las distintas direcciones en que se observe el espacio exterior. Las estrellas y galaxias no pudieron empezar a formarse hasta aproximadamente un millón de años después del principio, una vez que la materia y la radiación estén desacopladas según se ha descrito anteriormente. Sumado a esto, existe otro componente mayor del Universo, además de la materia nuclear y la radiación, que surgió del Big Bang y ocupa un lugar fundamental en la formación de las galaxias. Al igual que las teorías de la gran unificación predicen la inflación, que es lo que los cosmólogos necesitan para que el Universo comience y tenga sentido en sus teorías, estas deducciones también contemplan la existencia de otras formas necesarias de materia, que resultarán ser precisamente la estructura formal de la realidad patente. A la materia que les es familiar a los humanos dieron el nombre de bariónica, porque la encontraron formada principalmente de bariones y leptones, partículas subatómicas entre otras, capaces de interactuar con las partículas atómicas, y que se referirán la mayoría de las veces simplemente como Materia. Pero a la materia que no emite, no refleja y no interactúa con la luz la llaman Oscura. La existencia de esta materia se manifiesta a través de la atracción gravitatoria que ejerce sobre las galaxias y cúmulos de galaxias visibles, lo que afecta la forma en que se mueven. Por esto sabemos que hay mucha más materia invisible u oscura en el Universo que materia visible, de tal manera que la materia ordinaria apenas cuente con el 5 % de la total universal y el otro 95 % restante no se manifiesta en las descripciones dadas en la formulación del Big Bang. Por ello las teorías de la gran unificación conjeturan que en la primera fracción de segundo de la existencia del Universo también deberá producirse, a partir de la misma energía, una gran cantidad de materia oculta. Esta materia, en su forma de partículas, no participa en interacciones electromagnéticas ni en ninguna de las dos interacciones nucleares, fuerte o débil, y solo se ve afectada por la cuarta fuerza fundamental, la gravedad. Estas partículas se conocen como WIMPs, acrónimo inglés de: partículas masivas de interacción débil. Por eso, como ya se ha descrito, la única forma en que las WIMPs afectan al tipo de materia de la que estamos formados (materia bariónica) es a través de la gravedad. La consecuencia más importante de ello es que, cuando el Universo surge del Big Bang y la materia ordinaria y la radiación se desacoplan, las irregularidades en la distribución de las WIMPs en el espacio, crean enormes huecos u oquedades, detectadas como topes u obstáculos que generan fricción gravitatoria que a su vez frena el movimiento y velocidad de las partículas de materia bariónica u ordinaria. Esto posibilita la formación de estrellas, galaxias y cúmulos de galaxias, y explica la distribución actual de las mismas en el Universo, en una estructura esponjosa formada por hojas y filamentos enrollados alrededor de burbujas carentes de formaciones galácticas propias. Sin llegar a demostrar como se forman exactamente las galaxias, este modelo estándar de las primeras etapas evolutivas del Universo descansa sobre bases científicas sólidas. Por ello, las teorías de la gran unificación vislumbran tanto la inflación como la presencia de materia oscura, sin las cuales la cosmología tendría graves problemas para ser comprendida. Las medidas de la radiación de fondo revelan la temperatura que existía en el Universo en la fase de nucleosíntesis, y lleva a la conclusión de que el 25 % de la materia de las estrellas antiguas debían encontrarse en forma de helio, lo que coincide con las observaciones. Además, la estructura detallada de ondulaciones en la radiación de fondo, detectada por el satélite COBE, ha revelado la influencia de materia oscura que actuó gravitatoriamente sobre la materia luminosa algunos cientos de miles de años después del principio para formar el tipo de estructuras a gran escala que corresponde a la distribución evidente de gran tamaño de las galaxias mayores. La coincidencia entre los hallazgos de la física de partículas (el mundo de lo extremadamente pequeño) obtenidos en experimentos terrestres y la estructura del Universo en expansión (el mundo de lo extremadamente grande) deducida de las observaciones astronómicas es lo que mantiene a los cosmólogos convencidos de que, si bien les quedan detalles por resolver, la idea general del origen del Universo es esencialmente correcta.

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