1 La nueva cosmología

Aristóteles en el año 340 a.C. articuló en De los Cielos el saber que los griegos habían pensado en los siglos anteriores acerca de sus observaciones y argumentaciones acerca de ellas que provenían, a su modo por entonces, cosas como que la Tierra era una esfera redonda en vez de una plataforma plana. Entendió que los eclipses lunares eran la interposición de la Tierra entre el Sol y la Luna. La sombra de la Tierra sobre la Luna era siempre redonda. Si la Tierra hubiera sido un disco plano, su sombra habría sido alargada y elíptica a menos que el eclipse siempre ocurriera en el momento en que el Sol estuviera directamente debajo del centro del disco.

También los griegos sabían, debido a sus viajes, que la estrella Polar aparecía más baja en el cielo cuando se observaba desde el sur que cuando se hacía desde regiones más al norte. (Como la estrella Polar está sobre el polo norte, parecería estar justo encima de un observador situado en dicho polo, mientras que para alguien que mirara desde el ecuador parecería estar justo en el horizonte).

A partir de la diferencia en la posición aparente de la estrella Polar entre Egipto y Grecia, Aristóteles estimó que la circunferencia de la Tierra era de 400.000 estadios. Suponiendo que la longitud de un estadio fuera de unos 200 metros, la estimación de Aristóteles era aproximadamente el doble de la longitud hoy en se acepta.

Tenían incluso un tercer argumento en favor de que la Tierra debía de ser redonda, ¿por qué, si no, ve uno primero las velas de un barco que se acerca en el horizonte, y sólo después se ve el casco?

No vamos a reescribir la Historia del Tiempo de Stephen Kawkings que da cuenta de la nuevas fronteras que las ciencias permiten pasar a una nueva cosmogonía. De hecho conviene al objeto de pensar de cero reconocer los 2500 años de desarrollos, descubrimientos, las nuevas y abundantes teorías no refutadas, acerca de esta cuestión, desde los griegos hasta hoy.

Por un momento, se puede pensar que mucho trabajo del pensamiento se requirió para poder forjar lo conceptos de la nueva cosmogonía, a además también poder pensar que ese trabajo continúa, con medios tecnológicos imposibles en épocas anteriores, con lo que una de las conclusiones que se pueden extraer es que los conceptos seguirán progresando, a la velocidad del trabajo de muchos expertos que continúan en la materia.

En  cosmología, los eónes son los períodos de tiempo en los que se desarrolla un universo, según el matemático inglés Roger Penrose. Un eón queda definido como mil millones de años, es decir, 1.000.000.000 años.

Se han usado distintos métodos para descifrar la edad del Universo,  y los resultados son dispersos pero curiosamente en un mismo rango de orden de magnitud.12,5 y 14,5 eónes. Y esos miles de millones de años desde lo que denomina Big Bang. Hay mucha especulación y teoría al respecto, solo a modo de imaginar un pensar de cero, expondremos una de las explicaciones acerca de los tres primeros minutos desde el comienzo estándar del Universo, para medianamente presentar lo que convencionalmente podemos nombrar como complejidad(i).

En el comienzo hubo una explosión (ii). No una explosión como las que conocemos
en la Tierra, que parten de un centro definido y se expanden hasta abarcar una parte
más o menos grande lo circundante, sino una explosión que se produjo
simultáneamente en todas partes, llenando todo el espacio desde el comienzo y en la
que toda partícula de materia se alejó rápidamente de toda otra partícula. “Todo el
espacio”, en este contexto, puede significar, o bien la totalidad de un Universo
infinito, o bien la totalidad de un Universo finito que se curva sobre sí mismo como la
superficie de una esfera. Ninguna de estas posibilidades es inmediata de comprender, pero esto no es un obstáculo ahora para nosotros; en el Universo primitivo, importa poco que el espacio sea finito o infinito.

Al cabo de un centésimo de segundo aproximadamente, que es el momento más
primitivo del que podemos hablar con cierta seguridad, la temperatura del Universo
fue de unos cien mil millones de grados centígrados. Se trata de un calor mucho mayor aún que el de la estrella más caliente, tan grande, en verdad, que no pueden mantenerse unidos los componentes de la materia ordinaria: moléculas, átomos o siquiera núcleos de átomos. En cambio, la materia separada en esta explosión consistía en diversos tipos de las llamadas partículas elementales, que son el objeto de estudio de la moderna física nuclear de altas energías.

Aquí bastará nombrar a las que eran más abundantes en el Universo primitivo. Un tipo de partícula que estaba presente en gran cantidad era el electrón, la partícula con carga negativa que fluye por los cables en la corriente eléctrica y constituye las partes exteriores de todos los átomos y moléculas del Universo actual. Otro tipo de partícula que abundaba en tiempos primitivos era el positrón, una partícula de carga positiva que tiene exactamente la misma masa que el electrón. En el Universo actual, sólo se encuentran positrones en los laboratorios de altas energías, en algunas especies de radiactividad y en los fenómenos astronómicos violentos, como los rayos cósmicos y las supernovas, pero en el Universo primitivo el número de positrones era casi exactamente igual al número de electrones. Además de los electrones y los positrones, había cantidades similares de diversas clases de neutrinos, raras partículas que carecen de masa y carga eléctrica. Finalmente, el Universo estaba lleno de luz. No debe considerarse a la luz separadamente de las partículas, pues la teoría cuántica nos dice que la luz consiste en partículas de masa cero y carga eléctrica cero llamadas fotones. (Cada vez que un átomo del filamento de una bombilla eléctrica pasa de un estado de alta energía a otro de baja energía se emite un fotón. Hay tantos fotones que salen de una bombilla eléctrica que parecen fundirse en una corriente continua de luz)

Todo fotón lleva una cantidad de energía y un momento definidos que dependen de la longitud de onda de la luz. Para describir la luz que llenó el Universo primitivo, podemos decir que el número y la energía media de los fotones eran aproximadamente los mismos que los de electrones, positrones o neutrinos.

Estas partículas —electrones, positrones, neutrinos y fotones— eran creadas
continuamente a partir de la energía pura, y después de una corta vida eran
aniquiladas nuevamente. Su número, por lo tanto, no estaba prefijado, sino que lo
determinaba el balance entre los procesos de creación y de aniquilamiento. De este
balance, podemos inferir que la densidad de esta sopa cósmica a una temperatura de
cien mil millones de grados era unos cuatro mil millones de veces mayor
que la del agua. Hubo también una pequeña contaminación de partículas más
pesadas, protones y neutrones, que en el mundo actual son los constituyentes de los
núcleos atómicos. (Los protones tienen carga positiva; los neutrones son un poco más
pesados y eléctricamente neutros). Las proporciones eran, más o menos, de un protón
y un neutrón por cada mil millones de electrones, positrones, neutrinos o fotones.
Este número —mil millones de fotones por partícula nuclear— es la cantidad crucial
que tuvo que ser derivada de la observación para elaborar el modelo estándar del
Universo. En efecto, el descubrimiento del fondo de radiación cósmica fue una medición de esa magnitud.

A medida que la explosión continuó, la temperatura disminuyó, hasta llegar a los
treinta mil millones de grados centígrados después de un décimo de segundo, diez mil millones de grados después de un segundo y tres mil millones de grados después de unos catorce segundos. Esta temperatura era suficientemente baja como para que los electrones y positrones comenzaran a aniquilarse más rápidamente de lo que podían ser recreados a partir de los fotones y los neutrinos. La energía liberada en este aniquilamiento de materia hizo disminuir temporalmente la velocidad a la que se enfriaba el Universo, pero la temperatura continuó cayendo, para llegar a los mil millones de grados al final de los tres primeros minutos. Esta temperatura fue entonces suficiente para que los protones y neutrones comenzaran a formar núcleos complejos, comenzando con el núcleo del hidrógeno pesado (o deuterio), que consiste en un protón y un neutrón. La densidad era aún bastante elevada (un poco menor que la del agua), de modo que estos núcleos ligeros pudieron unirse rápidamente en el núcleo ligero más estable, el del helio, que consiste en dos protones y dos neutrones.

Al final de los tres primeros minutos, el Universo contenía principalmente luz,
neutrinos y antineutrinos. Había también una pequeña cantidad de material nuclear,
formado ahora por un 73 por ciento de hidrógeno y un 27 por ciento de helio,
aproximadamente, y por un número igualmente pequeño de electrones que habían
quedado de la época del aniquilamiento entre electrones y positrones. Esta materia siguió separándose y se volvió cada vez más fría y menos densa. Mucho más tarde, después de algunos cientos de miles de años, se hizo suficientemente fría como para que los electrones se unieran a los núcleos para formar átomos de hidrógeno y de
helio. El gas resultante, bajo la influencia de la gravitación, comenzaría a formar
agrupamientos que finalmente se condensarían para formar las galaxias y las estrellas
del Universo actual. Pero los ingredientes con los que empezarían su vida las estrellas serían exactamente los preparados en los tres primeros minutos.

Han pasado 14 mil millones de años desde aquél comienzo conjeturado como modelo posible del origen del Universo. Hay mucha literatura fácil y difícil acerca de todo esto, enormes horas hombre de estudio, exploración, inferencias y objeciones o comprobaciones.

Se entiende de todo ello que en una galaxia (la Vía Láctea), en uno de sus bordes se formó el sistema solar se formó hace 4568 millones de años por el colapso gravitatorio de una parte de una nube molecular gigante. Esta nube primigenia tenía varios años luz de diámetro y probablemente dio a luz a varias estrellas. Como es normal en las nubes moleculares, consistía principalmente de hidrógeno, algo de helio y pequeñas cantidades de elementos pesados surgidos de previas generaciones estelares. A medida que la región —conocida como nebulosa protosolar se convertía en el sistema solar, colapsaba y la conservación del momento angular hizo que rotase más deprisa. El centro, donde se acumuló la mayor parte de la masa, se volvió cada vez más caliente que el disco circundante. A medida que la nebulosa en contracción rotaba más rápido, comenzó a aplanarse en un disco protoplanetario con un diámetro de alrededor de 200 µa  (150  millones de kilómetros)  y una densa y caliente protoestrella en el centro. Los planetas se formaron por acreción (crecimiento por agregado de cuerpos menores) a partir de este disco en el que el gas y el polvo atraídos gravitatoriamente entre sí se unen para formar cuerpos cada vez más grandes. En este escenario, cientos de protoplanetas podrían haber surgido en el temprano sistema solar que acabaron fusionándose o fueron destruidos dejando los planetas, los planetas enanos y el resto de cuerpos menores.

Gracias a sus puntos de ebullición más altos, solo los metales y silicatos podían existir en forma sólida cerca del Sol, en el cálido sistema solar interior; estos fueron finalmente los componentes de Mercurio, Venus, la Tierra y Marte: los planetas rocosos. Debido a que los metales solo eran una pequeña parte de la nebulosa solar, los planetas terrestres no se podían hacer muy grandes. Los planetas gigantes (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) se formaron más lejos, más allá de la línea de congelación: el límite entre las órbitas de Marte y Júpiter donde las temperaturas son lo suficientemente bajas como para que los compuestos volátiles permanezcan sólidos. Los hielos que forman estos planetas eran más abundantes que los metales y silicatos que formaron los planetas terrestres interiores, por lo que los permitió crecer hasta ser lo suficientemente masivos como para capturar grandes atmósferas de hidrógeno y helio: los elementos más ligeros y abundantes. Los residuos restantes que no llegaron a convertirse en planetas se agruparon en regiones como el cinturón de asteroides, el cinturón de Kuiper y la nube de Oort. El modelo de Niza explica la aparición de estas regiones y propone que los planetas exteriores se podrían haber formado en sitios diferentes de los actuales a los que habrían llegado tras múltiples interacciones gravitatorias.

Tras cincuenta millones de años, la densidad del hidrógeno y la presión en el centro de la protoestrella se hicieron tan grandes que comenzó la fusión termonuclear. La temperatura, la velocidad de reacción, la presión y la densidad aumentaron hasta alcanzar el equilibrio hidrostático: la presión térmica igualó a la fuerza de la gravedad. En ese momento, el Sol entró en la secuencia principal. El tiempo que estará en la secuencia principal será de unos diez mil millones de años; en comparación, todas las fases previas al encendido termonuclear duraron unos dos mil millones de años. El viento solar formó la heliósfera que barrió los restos de gas y polvo del disco protoplanetario (y los expulsó al espacio interestelar), con lo que terminó el proceso de formación planetaria. Desde entonces, el Sol se ha ido haciendo cada vez más brillante; en la actualidad es un 70 % más brillante que a su entrada en la secuencia principal.

El sistema solar continuará más o menos como lo conocemos hasta que todo el hidrógeno del núcleo del Sol se haya convertido en helio, situación que tendrá lugar dentro de cinco mil millones de años. Esto marcará el final de la estancia del Sol en la secuencia principal. En ese momento el núcleo colapsará y la producción de energía será mucho mayor que en el presente. Las capas exteriores se expandirán unas doscientas sesenta veces su diámetro actual, por lo que se convertirá en una gigante roja. El gran aumento de su superficie hará que esté muchísimo más frío (del orden de 2600 K). Se espera que el Sol en expansión vaporice Mercurio y Venus y vuelva la Tierra inhabitable al mover la zona de habitabilidad más allá de la órbita de Marte. Por último, el núcleo estará lo bastante caliente para fusionar el helio; el Sol quemará helio durante una fracción del tiempo que estuvo quemando hidrógeno. El Sol no tiene la suficiente masa para comenzar la fusión de elementos pesados, por lo que las reacciones nucleares en el núcleo disminuirán. Las capas exteriores se perderán en el espacio en forma de nebulosa planetaria, devolviendo parte del material con el que se formó el Sol —enriquecido con elementos pesados como el carbono— al medio interestelar y dejando atrás una enana blanca con la mitad de la masa original del Sol y el tamaño de la Tierra (un objeto extraordinariamente denso)

En la Tierra, en su momento, se dieron las condiciones posibles de aparición del fenómeno de la vida y su reproductibilidad y evolución. Resultado, luego de algunas generaciones de primates que al poder crecer su cerebro y usar el pulgar en una simbosis no conocida, permitieron la aparición del fenómeno, quizá como otro Bing Bang, del pensamiento.

Volvemos al principio. Nuestra historia es la del hombre (homo sapiens) como especie pensante que la diferencia del resto de las especies vivas. Los griegos desde la observación del cosmos universal a las de los universos y formaciones humanas permitieron un lugar al modo de la razón en el pensamiento y buscaron el entendimiento de todo ente, y habían empezado 14 mil millones de años después de la creación del Universo con esa forma y aquí estamos, aquí y ahora, en un mundo (iii) que nos llama a volver a empezar desde cero.

Provenimos del cosmos, que contiene (i) complejidad, por lo que no seríamos entidades simples, el origen fue explosivo (ii), el concepto de explosión implica un  discontinuidad, o cero tiempo, en él que todo sucede en tres minutos como fundamento a una posterior larga historia de fenómenos que sin estarlo aparecen como equilibrios seculares, nuestro cielo es casi el mismo que el de Aristóteles. Y además nos hemos creado un mundo (iii), el humano, casi olvidado de su pequeñez y peredecibilidad, en el que estado vigente de cosas, nos llama a pensar, repensar, las cosas desde cero.

 

Publicado por dosztal

Busco un pensar en nombre propio libre de las sujetaciones del mundo humano que ya hace frente

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