18.- ¿POR QUÉ ES TAN VIEJO EL UNIVERSO?

1.- ¿Por qué es tan viejo el universo?

Para que surgiera la vida en la Tierra, hubo que esperar nueve mil quinientos millones de años desde el origen del universo. Martín Rees nos lo explica en su libro Antes del principio, (2001), libro que he tomado como base para escribir este tema.

Para que tu y yo existamos se necesita un sistema solar con, al menos, un planeta capaz de albergar la vida. Pero ese sistema solar, que es el nuestro, para que pudiera crearse, tuvieron que concurrir una serie de circunstancias que, con el paso del tiempo, hicieran posible la creación de los elementos precisos para que en él pudiera surgir la vida, elementos que requieren un proceso de formación largo, de miles de millones de años, como veremos a continuación.

Esto es más complejo de lo que parece, porque, no basta con decir, “hágase la luz”, ya que para que la luz surgiera en el universo fue preciso que transcurriera un tiempo, desde sus orígenes, entre 300.000 á 500.000 años para que el universo se fuera enfriando y, así, permitiera a la materia y a la radiación desacoplarse, esto es, hasta que los fotones, al quedar liberados de la radiación de fondo, pudieran desplazarse por todo el universo. En ese momento se hizo la luz. De igual manera, para que la vida surgiera en la Tierra no basta con decir “hágase la vida”, primero habrá que crear las condiciones y los elementos necesarios para su posible existencia. En la Tierra se dan de modo natural 92 elementos químicos, pero sólo 27 de ellos son componentes esenciales de la materia viva, y no todos resultan imprescindibles. Entre los fundamentales podemos citar; carbono, oxígeno. hidrógeno, nitrógeno, fósforo y pocos más.

Vamos a analizar lo laborioso y costoso, especialmente en tiempo, que sería formar un sistema solar como el nuestro, Nuestro universo surgió del big bang hace unos 13.500 millones de años. De este evento apareció la intrincada estructura de estrellas y galaxias existentes a nuestro alrededor, y en, por lo menos, un planeta que gira alrededor de una de esas estrellas, la Tierra, con el tiempo, átomos de muy diversas partículas se unieron, de forma armoniosa, dando forma a criaturas lo bastante complejas como para poder meditar sobre su propia evolución.

Ese planeta, la Tierra, se formó, junto con nuestro sistema sola, hace unos 5.000 millones de años, muchos millones de años después del origen del universo, aproximadamente 8500 millones de años después. La vida apareció en la Tierra relativamente pronto, el tiempo estimado es de hace entre 4.000 á 3.000 millones de años. La pregunta es: ¿Por qué no se formó antes nuestro sistema solar?

Gracias a los trabajos de los astrónomos, podemos afirmar ahora que de no ser por las supernovas, que ya hemos mencionado en algunos de los escritos anteriores, nunca hubieran aparecido las complejidades para la existencia de vida terrestre, y con toda seguridad no estaríamos aquí.

Hemos dicho que en la Tierra existen 92 átomos estables diferentes. Átomos que existen en la misma proporción que cuando se formó el sistema solar. Ningún proceso natural puede crear o destruir átomos en la Tierra (Los elementos radiactivos son una excepción porque se pueden transmutar de forma espontánea). Por lo tanto, ¿por qué su abundancia? ¿Dónde se formaron estos átomos?

En los orígenes, de la gran bola de fuego (el big bang), sólo surgieron átomos poco pesados; mayormente hidrógeno y helio, en una proporción aproximada del 75% y 25%, respectivamente Estos átomos originales, creados en cantidades inmensas, fueron los que dieron lugar a los gases interestelares que, al condensarse, formaron las primeras estrellas. ¿Cómo surgieron los demás átomos?

Como hemos dicho, las primeras estrellas se crearon al condensarse los gases interestelares formados por hidrógeno y helio y con posterioridad el gas y el polvo interestelar, compuestos principalmente, por hidrógeno (aquí debemos recordar que el universo en su totalidad y en casi todas partes está constituido por un 99% de hidrógeno y de helio) [1] dieron origen a las estrellas posteriores. Nuestro Sol, como veremos, nació a partir de una nube de partículas materiales y de polvo interestelar, formado principalmente por hidrógeno y helio. Esta nube empezó a girar de forma imperceptible, pero a medida que se contraía por efecto de la gravedad su giro fue haciéndose más rápido. Por esta contracción, debida a la gravedad, su centro se calentó lo suficiente para que se iniciara la fusión de hidrógeno en helio. A su vez, la fuerza centrífuga del remolino de partículas circundantes al proto-Sol las enfriaba y parte del polvo y fragmentos rocosos, que formaban estas partículas circundantes, se fueron aglomerando para formar los planetas de nuestro sistema solar

Pero si en la Tierra no se pudieron crear los átomos pesados necesarios para la vida, estas partículas circundantes al proto-Sol ya tenían que contenerlos. ¿Dónde se formaron?

La temperatura actual en el centro del Sol es de unos 15 millones de grados. A pesar de ello, esta temperatura no es lo suficientemente elevada para producir transmutaciones que creen átomos más allá del helio. Es en los núcleos de otras estrellas mucho más masivas y brillantes que el Sol, (a veces con una masa 1.000 veces superior a la del Sol) y que, por ser mucho más masivas, evolucionan de una forma más complicada y dramática, y en menos tiempo que las estrellas de menor masa. En las de mayor masa, su hidrógeno central se consume (transformándose en helio), en unos cien millones de años (menos del 1% de la vida del Sol). En ellas, cuando la gravedad sigue comprimiendo estas estrellas y hace que su temperatura aumente más y más, hasta conseguir que los átomos de helio se fusionen para producir núcleos de átomos más pesados (carbono, con seis protones; oxígeno, con ocho protones y hierro, con 26 protones) y en las capas más internas, el calor, mucho más elevado, hace que se formen otros elementos aun más pesados de la tabla periódica. Al final, llega un momento, como explicamos en el tema Lo inmenso, que la presión interna alcanzada es tan grande que origina una explosión colosal que expulsa al exterior toda la materia de la estrella a una velocidad de más de 10.000 kilómetros por segundo; se ha producido una supernova, cuyos restos habrán creado una nebulosa parecida a la Nebulosa del Cangrejo, que contiene grandes cantidades de oxígeno y carbono, así como otros muchos elementos, que, con el tiempo, es muy probable que den origen a un nuevo sistema planetario.

Diremos que la explosión de la supernova extrajo materia de todas las partes de la estrella, que lanzó hacia fuera a razón de miles de kilómetros por segundo. La estrella emitió tanta energía en unas pocas semanas como nuestro Sol en los últimos 4.000 años. Entre los elementos que expulsó la estrella, el oxígeno sería el más abundante, siguiendo el carbono, y, luego, el nitrógeno, neon, silicio, magnesio, azufre y hierro, entre otros muchos. La materia expulsada por la estrella puede viajar grades distancias antes de enfriarse. La burbuja de gas expulsada continuará su expansión hacia el exterior, a miles de kilómetros por segundo, durante cientos o miles de años. Los restos tardarán casi 100.000 años en disolverse completamente en el medio interestelar. A medida que esta materia expulsada se enfría, se irá condensando en los elementos emitidos por la estrella, que terminarán formando una nebulosa.

Para que se forme un sistema planetario como el nuestro, en el que haya un planeta Tierra, con elementos más pesados que el helio, que faciliten la existencia de vida, es preciso, como hemos visto, que, con anterioridad, se hubieran creado no sólo estos elementos pesados, sino, además, las condiciones y trascurrido el tiempo necesario para hacer posible la formación de un sistema planetario. En el caso de nuestro sistema solar, tuvieron que transcurrir, desde el origen del universo, 9.500 millones de años para que la vida surgiera en la Tierra.

Según los razonamientos anteriores, parece ser que estamos hechos de restos de estrellas anteriores a nosotros que desaparecieron en una explosión. Pero, a la vez, dependemos del calor de otra estrella, nuestro Sol.

Ahora, para los que dominan las matemáticas, vamos a ahondar un poco más sobre estos conceptos, y vamos a calcular como puede llegar a formarse una estrella, razonamiento que se lo debemos al físico de Princeton Robert Dicke. (voy a intentarlo con los símbolos tipográficos de que dispongo).

Al comparar la intensidad de la gravedad y la de las fuerzas eléctricas que gobiernan el microcosmos (ver escrito Fuerzas y elementos constitutivos de la Naturaleza) se observa que la razón entre las fuerzas de repulsión eléctrica, por ejemplo, entre los protones de un núcleo (o de los electrones entre si), y la atracción gravitatoria entre los átomos que constituyen un determinado cuerpo, es del orden de 10 elevado a 36 veces mayor la fuerza eléctrica que la fuerza gravitatoria. Esto implica que la fuerza de gravedad es irrelevante en las interacciones entre átomos o moléculas. No obstante, es muy importante considerar que toda materia ejerce una atracción gravitatoria sobre el resto de materia, no hay cancelación de cargas como sucede con las fuerzas eléctricas entre cargas de distinto signo.

Supongamos que, para nuestro propósito, partimos de un solo átomo y vamos formando agregados, cada uno con diez veces más átomos que el anterior: 10 átomos, 100 átomos, 1000 átomos, etc. el agregado número 23, que contendría unos 10 elevado a 23 átomos, sería del tamaño de un terrón de azúcar; el agregado número 40 tendría el tamaño de una montaña. Para facilitar el cálculo, supongamos que estos agregados son esféricos. El efecto de la gravedad sobre cada átomo aumenta con el número (N) de átomos y disminuye en función de la distancia media entre ellos, o dicho de otra manera, el efecto de la gravedad es proporcional al número de átomos (N) e inversamente proporcional al radio. Con estos conceptos vamos a iniciar el cálculo.

Notemos que si la densidad no varía, la masa (que viene dada por el número de átomos (N), es proporcional al volumen del agregado). Pero el volumen del agregado, que suponemos una esfera, es proporcional al radio (R) al cubo Si despejamos el valor de R de la fórmula del volumen de la esfera, resulta que R (la distancia media) es proporcional a la raíz cúbica del volumen del agregado y, por consiguiente, a la raíz cúbica de N. El resultado neto es que la magnitud de la gravedad es proporcional a “N/(N elevado a 1/3)” (nota al pie [2]) o sea, proporcional a N e inversamente proporcional a la raíz cúbica de N. Pero si tenemos en cuenta que la cantidad entrecomillada es igual a N elevado a 2/3, (que es la cantidad con la que seguiremos operando) [si tienes dudas de que estas dos cantidades son iguales, para comprobarlo basta que podamos formar con ellas una proporción. Vamos a intentarlo: si la primera cantidad (la entrecomillada) la igualamos a la segunda y a ésta la dividimos por 1, esta última cantidad no habrá variado, pero así hemos formado una proporción. Si ahora despejamos N (numerador de la primera), resulta que N = N, luego la primera cantidad es igual a la segunda]. Lo que significa que para cada aumento en un factor mil de N, la gravedad se multiplica por 100 (porque si N = 1000; N elevado a 2/3 = a la raíz cúbica de (1000 elevado a 2) = 100). Esto quiere decir que, a pesar de la desventaja inicial de 36 órdenes de magnitud, las fuerzas eléctricas y gravitatorias se equilibran cuando se reúnen un número de átomos igual a N elevado a 54, porque si esta cantidad (N elevado a 54) la elevamos a 2/3 resulta N elevado a 36 (nota al pie [3]), cantidad que equilibra a las fuerzas eléctricas, lo que viene a ser, aproximadamente, la masa de Júpiter [4]. Cualquier cosa más masiva a este último valor, se convertiría en una estrella al superar la fuerza de la gravedad a las fuerzas eléctricas de repulsión entre átomos, y, así, la gravedad podrá comprimir a la materia hasta unas densidades y presiones lo bastante altas para que se desencadene la fusión nuclear en el centro de nuestro agregado. Las estrellas típicas como el Sol tienen del orden de 10 elevado a 57 átomos.

Como hemos visto, Júpiter es un planeta tan masivo que en la formación del sistema solar se libró por muy poco de colapsar y convertirse en un segundo Sol. Al llegar aquí, merece la pena mencionar algunos fenómenos de nuestro sistema solar, singulares por su magnitud y fuera de la Tierra. En primer lugar citaremos la Gran Mancha Roja de Júpiter, que se desconoce su origen y es como una inmensa tormenta tropical, tres veces más grande que la Tierra, con más de dos mil años de antigüedad. El Monte Olimpo de Marte que deja pequeño a nuestro Everest. La Gran Sima de este mismo planeta en la que cabrían cinco grandes Cañones del Colorado. Y los grandes volcanes de Io, una de las lunas de Júpiter, que dejan pequeños a los de las islas Hawai.

La evolución de seres vivos, como hemos destacado, requiere un tiempo suficiente para que se sucedan generaciones previas de estrellas que, a su vez, generen los distintos elementos químicos más pesados que el helio y el hidrógeno , para que, en la posterior formación de sistemas solares, permitan la evolución biológica en alguno de sus planetas. Todo esto, como hemos dicho, requiere miles de millones de años.

La conclusión que sacamos de todo lo escrito sobre el cosmos, es que para que tu y yo estemos aquí, tuvo que originarse el big-bang, gracias a él, después de 300.000 a 500.000 años, se hizo la luz y surgió un universo repleto de un número inimaginables de fotones y neutrinos, y sólo los elementos hidrógeno y helio. Fue necesario que transcurrieran miles de millones de años para que, con estos dos elementos, helio e hidrógeno, se formaran millones de galaxias y miles de millones de estrellas y en algunas de ellas, las más pesadas, pudieran crearse elementos más pesados que el hidrógeno y el helio y, con posterioridad, al transformarse en supernovas y explotar, expulsaran al espacio interestelar abundancia de estos elementos más pesados que, con el paso del tiempo, darían origen a nuevos sistemas solares, hasta que, por lo menos, en uno de sus planeta, la Tierra, por sus condiciones específicas, pudo ser posible la vida
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Para llegar hasta esta situación, como hemos visto, además del big-bang, tuvieron que transcurrir unos 9.500 millones de años. ¿Qué somos, pues, en la inmensidad del espacio-tiempo?

Ahora, tu, lector, puede que te hagas la pregunta: ¿es posible la existencia de vida en otros mundos?. La respuesta es sencilla, ¡Está en el contenido de este escrito! Pero, ten en cuenta, que no bastan los múltiples procesos necesarios descritos para posibilitar la vida, porque, hasta el momento, el origen de la vida en nuestro planeta sigue siendo un misterio De hecho, no existe una teoría universalmente aceptada sobre su origen que explique las condiciones que posibilitaron la emergencia de la vida (y curiosamente por una sola vez) a partir de lo no viviente

[1] En la Tierra el hidrógeno primordial, sujeto muy débilmente por la deficiente atracción gravitatoria de nuestro planeta, ha escapado, en su mayor parte, al espacio. Júpiter, con su gravedad más intensa, ha conservado gran parte de su contenido original de este gas.
[2] Como sabemos, un exponente fraccionario equivale a un radicando; así N elevado a 1/3 equivale a la raíz cúbica de N, y N elevado a 2/3 equivaldría a la raíz cúbica de N al cuadrado.
[3] N elevado a 54 , elevado a 2/3 = N elevado a 108/3 = N elevado a 36 (108/3 = 36).
[4] Si Júpiter, que es el mayor planeta del sistema solar, tuviera un poco más de masa, se convertiría en una estrella. Su masa actual es casi dos veces y media mayor que la de los demás planetas juntos.

BIBLIOGRAFÍA

Hawking, S. W. (1988). Historia del tiempo, (Ortuño, M. Trad, ). Barcelona : Ed. Crítica. (Trabajo original publicado en 1988).

Rees, M. (2001). Antes del principio, (Herrán, N. Trad.). (2ª ed.). Barcelona: Ed. Tusquets. (Trabajo original publicado en 1997).