¿Big Bang?

 

“Entre 1927 y 1930, el sacerdote belga Georges Lemaître​ obtuvo independientemente las ecuaciones Friedman-Lemaître-Robertson-Walker y propuso, esta teoría del Big Bang que dio lugar al comienzo del Tiempo, del Espacio y de la Materia, lo que tuvo lugar hace 13.800 millones de años.

                                                 

“El modelo estándar no trata de explicar la causa de este hecho en sí, sino la evolución del universo temprano en un rango temporal que abarca desde un tiempo de Planck (aprox. 10⁻⁴³ segundos) después del Big Bang hasta entre 300 000 y 400 000 años más tarde, cuando ya se empezaban a formar átomos estables y el universo se hizo transparente.¹⁴​¹⁵​¹⁶​ Una amplia gama de evidencia empírica favorece fuertemente al Big Bang, que ahora es esencial y universalmente aceptado.”

La expansión hizo que se enfriara y se volviera transparente al quedar libre los fotones

La teoría del Big Bang es el modelo cosmológico predominante para los períodos conocidos más antiguos del universo y su posterior evolución a gran escala.​ El modelo estándar afirma que el universo estaba en un estado de muy alta densidad y temperatura y luego se expandió.

Se expandió y doscientos millones de años más tarde, nacieron las primeras estrellas

Hablaremos ahora del Big Bang, esa teoría aceptada por todos y que nos dice cómo se formó nuestro universo y comenzó su evolución hasta ser como ahora lo conocemos. Se cree que a partir de una singularidad con densidad infinita, se produjo la gran explosión. Después de la expansión inicial, se enfrió para permitir la formación de partículas subatómicas y más tarde “simples” átomos.

                   

Nubes gigantes de los elementos primordiales se unieron debido a la Gravedad, y de esa forma se pudieron formar las primeras estrellas y más tarde las galaxias. La primera ecuación de Friedman describe todas estas épocas hasta el presente y el futuro lejano.

Alexander Friedman halló dichas ecuaciones a partir de las ecuaciones de campo de Einstein para la métrica de Friedman-Lamaitre-Robertson-Walker y un fluido con una densidad de masa  , , y una presión , , dadas. Las ecuaciones son:

​

De acuerdo a esta teoría, el universo se originó a partir de un estado inicial de alta temperatura y densidad, y desde entonces ha estado siempre expandiéndose. La teoría de la relatividad general predice la existencia de una singularidad en el comienzo, cuando la temperatura y la densidad eran infinitas.

La mayoría de los cosmólogos interpretan esta singularidad como una indicación de que la relatividad general de Einstein deja de ser válida en el universo muy primitivo (no existía materia), y el comienzo mismo debe ser estudiado utilizando una teoría de cosmología cuántica.

Con nuestro conocimiento actual de física de partículas de altas energías, podemos hacer avanzar el reloj hacia atrás a través de la teoría leptónica* y la era hadrónica** hasta una millonésima de segundo después del Big Bang, cuando la temperatura era de 10¹³ K. Utilizando una teoría más especulativa, los cosmólogos han intentado llevar el modelo hasta 10³⁵ s después de la singularidad, cuando la temperatura era de 10²⁸ K. Esa infinitesimal escala de longitud es conocida como límite de Planck,  = 10^{-35 m, que en la Ley de radiación de Planck, es distribuida la energía radiada por un cuerpo negro mediante pequeños paquetes discretos llamados cuantos, en vez de una emisión continua. A estas distancias, la gravedad está ausente para dejar actuar a la mecánica cuántica.}

La teoría del Big Bang es capaz de explicar la expansión del universo, la existencia de una radiación de fondo cósmica y la abundancia de núcleos ligeros como el helio, el helio-3, el deuterio y el litio-7, cuya formación se predice que ocurrió alrededor de un segundo después del Big Bang, cuando la temperatura reinante era de 10¹⁰ K.

                                                         Se ha medido la inflación y el fondo de microondas cósmico

La radiación de fondo cósmica proporciona la evidencia más directa de que el universo atravesó por una fase caliente y densa. En la teoría del Big Bang, la radiación de fondo es explicada por el hecho de que durante el primer millón de años más o menos (es decir, antes del desacoplo de la materia y la radiación), el universo estaba lleno de plasma que era opaco a la radiación y, por tanto, en equilibrio térmico con ella. Esta fase es habitualmente denominada “bola de fuego primordial”.

Cuando el universo se expandió y se enfrió a unos 3000 ºK, se volvió transparente a la radiación, que es la que observamos en la actualidad, mucho más fría y diluida, como radiación térmica de microondas. El descubrimiento del fondo de microondas en 1.956 puso fin a una larga batalla entre el Big Bang y su rival, la teoría del universo estacionario de F. Hoyle y otros, que no podía explicar la forma de cuerpo negro del fondo de microondas. Es irónico que el término Big Bang tuvo inicialmente un sentido burlesco y fue acuñado por Hoyle, contrario a la teoría del universo inflacionario y defensor del estacionario.

• Es la era que comenzó cuando el efecto gravitacional de la materia comenzó a dominar sobre el efecto de presión de radiación. Aunque la radiación es no masiva, tiene un efecto gravitacional que aumenta con la intensidad de la radiación. Es más, a altas energías, la propia materia se comporta como la radiación electromagnética, ya que se mueve a velocidades próximas a la de la luz. En las etapas muy antíguas del universo, el ritmo de expansión se encontraba dominado por el efecto gravitacional de la presión de radiación, pero a medida que el universo se enfrió, este efecto se hizo menos importante que el efecto gravitacional de la materia. Se piensa que la materia se volvió predominante a una temperatura de unos 10⁴ K, aproximadamente 30.000 años a partir del Big Bang. Este hecho marcó el comienzo de la era de la materia.

De la radiación

Periodo entre 10^-43 s (la era de Planck) y 300.000 años después del Big Bang. Durante este periodo, la expansión del universo estaba dominada por los efectos de la radiación o de las partículas rápidas (a altas energías todas las partículas se comportan como la radiación). De hecho, la era leptónica y la era hadrónica son ambas subdivisiones de la era de radiación.

La era de radiación fue seguida por la era de la materia que antes se reseña, durante la cual los partículas lentas dominaron la expansión del universo.

Era hadrónica

Corto periodo de tiempo entre 10^-6 s y 10^-5 s después del Big Bang en el que se formaron las partículas atómicas pesadas, como protones, neutrones, piones y kaones entre otras. Antes del comienzo de la era hadrónica, los quarks se comportaban como partículas libres. El proceso por el que se formaron los quarks se denomina transición de fase quark-hadrón. Al final de la era hadrónica, todas las demás especies hadrónicas habían decaído o se habían desintegrado, dejando sólo protones o neutrones. Inmediatamente después de esto el universo entró en la era leptónica.

Era Leptónica

Intervalo que comenzó unos 10^-5 s después del Big Bang, en el que diversos tipos de leptones eran la principal contribución a la densidad del universo. Se crearon pares de leptones y anti-leptones en gran número en el universo primitivo, pero a medida que el universo se enfrió, la mayor parte de las especies leptónicas fueron aniquiladas. La era leptónica se entremezcla con la hadrónica y ambas, como ya dije antes, son subdivisiones de la era de la radiación. El final de la era leptónica se considera normalmente que ocurrió cuando se aniquilaron la mayor parte de los pares electrón-positrón, a una temperatura de 5×10⁹ K, más o menos un segundo después del Big Bang. Después, los leptones se unieron a los hadrónes para formar átomos*

Así se formó nuestro universo, a partir de una singularidad que explotó expandiendo toda la densidad y energía a unas temperaturas terroríficas, y a partir de ese mismo instante conocido como Big Bang, nacieron, como hermanos gemelos, el tiempo y el espacio junto con la materia que finalmente desembocó en lo que ahora conocemos como universo.

El universo es el conjunto de todo lo que existe, incluyendo (como he dicho) el espacio, el tiempo y la materia.  El estudio del universo se conoce como cosmología. Los cosmólogos distinguen al Universo con “U” mayúscula, significando el cosmos y su contenido, y el universo con “u” minúscula, que es normalmente un modelo matemático deducido de alguna teoría física como por ejemplo, el universo de Friedmann o el universo de Einstein–de Sitter. El universo real está constituido en su mayoría de espacios que aparentemente están vacíos, existiendo materia concentrada en galaxias formadas por estrellas, planetas, gases y otros objetos cosmológicos.

El universo se está expandiendo, de manera que el espacio entre las galaxias está aumentando gradualmente, provocando un desplazamiento al rojo cosmológico en la luz procedente de los objetos distantes.

Existe evidencia creciente de que el espacio puede estar lleno de una materia oscura invisible que puede constituir muchas veces la masa total de las galaxias visibles.

Como ya quedó claro antes, el concepto más favorecido de origen del universo es la teoría del Big Bang, de acuerdo con la cual el universo se creó a partir de una densa y caliente concentración enorme de materia (una singularidad) en una bola de fuego que explotó y se expandió para crear el espacio, el tiempo y toda la materia que lo conforme. Todo ello ocurrió, según los datos de que se disponen, hace ahora aproximadamente 15.000 millones de años, o 15 eones (10⁹).

El universo se formó y apareció el tiempo y el espacio y la materia. Es lo que dice la teoría que antes hemos descrito. Sin embargo, hay muchas cuestiones que, por lo menos a mí, no han quedado claras y me llevan a preguntas tales como:

¿Cuántas partículas hay en el universo?

¿De dónde vino la sustancia del universo?

¿Qué hay más allá del borde del universo?

En realidad, no existen respuestas concretas para estas preguntas, porque para empezar no sabemos como es de grande el universo. Sin embargo, si podemos hacer algunas hipótesis.

Nadie sabe de dónde vino la sustancia del universo, no siempre la ciencia puede dar respuesta a todo, es la manera de regular los sistemas para obtener respuestas tras el duro trabajo del estudio, la investigación y el experimento. Hasta el momento nos falta información para contestar la pregunta.

Claro que siempre podemos especular. Isaac Asimov decía que por su parte, “la respuesta podía estar en la existencia de “energía negativa” que igualara la “energía positiva” ordinaria, pero con la particularidad de que cantidades iguales de ambos se unirían para dar nada como resultado” (igual que +1 y -1 sumados dan 0).

Y al revés: lo que antes era nada podría cambiar de pronto y convertirse en una pompa de “energía positiva” y otra pompa igual de “energía negativa”. De ser así, la pompa de energía positiva se convirtió en el universo que conocemos, mientras que en alguna otra parte, existiría el universo contrario, paralelo negativo.

Por mi parte, soy menos complicado y como rige el principio de la física conocida como Navaja de ,

creo en un camino más simple y sencillo: El universo, en sus comienzos, produjo enormes cantidades de partículas de materia y de antimateria, y el número de una y otra no era igual sino que, no se sabe por qué razón, las partículas positivas eran más que las negativas. Todos sabemos que un protón, cuando se encuentra con un antiprotón (materia con antimateria) ambos se destruyen. Una vez destruidos todos los pares materia antimateria, quedó el sobrante de partículas positivas que es la materia de nuestro universo.

De esa manera se formaron, con esas partículas positivas y los electrones (hadrones y leptones), se originaron grandes conglomerados de gas y polvo que giraban lentamente, fragmentándose en vórtices turbulentos que se condensaban finalmente en estrellas.

Estos conglomerados de gas y polvo podían tener extensiones de años luz de diámetro y, en algunas regiones donde la formación de estrellas fue muy activa, casi todo el polvo y el gas fue a parar a una estrella u otra. Poco o nada fue lo que quedo en los espacios intermedios. Esto es cierto para los cúmulos globulares, las galaxias elípticas y el núcleo central de las galaxias espirales.

Dicho proceso fue mucho menos eficaz en las afueras de las galaxias espirales. Las estrellas se formaron en números muchos menores y sobró mucho polvo y mucho gas.

                         Estamos en el interior del Brazo de Orión, una región tranquila de la Galaxia

Nosotros, los habitantes del planeta Tierra, nos encontramos en los brazos espirales de nuestra galaxia, estamos situados en la periferia a unos 30.000 años luz del centro galáctico y vemos las manchas oscuras que proyectan las nubes de polvo contra el resplandor de la Vía Láctea. El centro de nuestra propia galaxia queda oscurecido por tales nubes.

Estas nubes enormes de polvo cósmico es el material primario del que hacen las estrellas. Este material del que está formado el universo consiste en su mayor parte, como se ha dicho anteriormente, de hidrógeno y helio.  Los átomos de helio no tienen ninguna tendencia a juntarse unos con otros.  Los de hidrógeno sí, pero sólo en parejas, formando moléculas de hidrógeno (H₂). Quiere decirse que la mayor parte del material que flota entre las estrellas consiste en pequeños átomos de helio o en pequeños átomos y moléculas de hidrógeno. Todo ello constituye el gas interestelar, que forma la mayor parte de la materia que circula en el universo entre las estrellas.

El polvo interestelar o polvo cósmico, que se halla presente en cantidades mucho más pequeñas, se compone de partículas diminutas, pero mucho más grandes que átomos o moléculas, y por tanto deben contener átomos que no son ni de hidrógeno ni de helio, son átomos de materiales más complejos.

El tipo de átomo más común en el universo, después del hidrógeno y el helio, es el de oxígeno. El oxígeno puede combinarse con hidrógeno para formar grupos oxidrilo (HO) y moléculas de agua (H₂O), que tienen una marcada tendencia a unirse a otros grupos y moléculas del mismo tipo que encuentren en el camino, de forma que poco a poco se van constituyendo pequeñísimas partículas compuestas por millones y millones de tales moléculas. Los grupos oxidrilo y las moléculas de agua pueden llegar a constituir una parte importante del polvo cósmico.

En 1.965 se detectó por primera vez grupos oxidrilo en el espacio  y se comenzó a estudiar su distribución. Desde entonces se ha informado también de la existencia de moléculas más complejas que contienen átomos de carbono, así como de hidrógeno y oxígeno. El polvo cósmico contiene también agrupaciones atómicas formadas por átomos menos comunes y más complejos que los ya mencionados. Los materiales más pesados y complejos se fabrican en los hornos termonucleares, los núcleos de las estrellas, y cuando al final de su existencia como tales estrellas explotan en súper novas, estos materiales son lanzados al espacio a velocidades increíbles y siembra el vacío estelar de materiales complejos que más tarde sirven de material para formar nuevas estrellas de II generación.

En el espacio estelar se han detectado también átomos de calcio, sodio, potasio e hierro, observando la luz que esos átomos absorben.

Dentro de nuestro sistema solar hay un material parecido, aportado quizás por los cometas. Es posible que fuera de los límites visibles del sistema solar exista una conglomeración grande de cometas, y que algunos de ellos se precipiten hacia el Sol (atraídos por la gravedad). Los cometas son formaciones de fragmentos sólidos de metal y roca, unidos por una mezcla de hielo, metano y amoníaco congelados y otros materiales parecidos. Cada vez que un cometa se aproxima al Sol, se evapora parte de su materia, liberando diminutas partículas sólidas que se esparcen por el espacio en forma de larga cola. En última instancia, el cometa se desintegra por completo.

A lo largo de la historia del sistema solar se han desintegrado innumerables cometas y han llenado de polvo el espacio interior del sistema solar.  La Tierra recoge cada día miles de millones de partículas de polvo (“micro-meteoroides”). Los científicos espaciales se interesan por ellas por diversas razones; una de ellas es que los micro-meteoroides de mayor tamaño podrían suponer un peligro para los futuros astronautas y colonizadores de la Luna.

Cuando me sumerjo en los misterios y maravillas que encierra el universo, no puedo dejar de sorprenderme por sus complejas y bellas formaciones, la inmensidad, la diversidad, las fuerzas que están presentes, los objetos que lo pueblan, etc.

Pensemos por ejemplo que un átomo tiene aproximadamente 10^{-8 centímetros de diámetros. En los sólidos y líquidos ordinarios los átomos están muy juntos, casi en contacto mutuo. La densidad de los sólidos y líquidos ordinarios depende por tanto del tamaño exacto de los átomos, del grado de empaquetamiento y del peso de los distintos átomos.}

De los sólidos ordinarios, el menos denso es el hidrógeno solidificado, con una densidad de 0’076 gramos por cm³. El más denso es un metal raro, el osmio, con una densidad de 22’48 gramos/cm³.

Si los átomos fuesen bolas macizas e incompresibles, el osmio sería el material más denso posible, y un centímetro cúbico de materia jamás podría pesar ni un kilogramo, y mucho menos toneladas.

Pero los átomos no son macizos. El físico neozelandés experimentador por excelencia, Ernest Ruthertord, demostró en 1.909 que los átomos eran en su mayor parte espacio vacío. La corteza exterior de los átomos contiene sólo electrones ligerísimos, mientras que el 99’9% de la masa del átomo está concentrada en una estructura diminuta situada en el centro: el núcleo atómico.

El núcleo atómico tiene un diámetro de unos 10^{-15 cm (aproximadamente 1/100.000 del propio átomo). Si los átomos de una esfera de materia se pudieran estrujar hasta el punto de desplazar todos los electrones y dejar a los núcleos atómicos en contacto mutuo, el diámetro de la esfera disminuiría hasta un nivel de 1/100.000 de su tamaño original.}

De manera análoga, si se pudiera comprimir la Tierra hasta dejarla reducida a un balón de núcleos atómicos, toda su materia quedaría reducida a una esfera de unos 130 metros de diámetro. En esas mismas condiciones, el Sol mediría 13’7 km de diámetro en lugar de los 1.392.530 km que realmente mide. Y si pudiéramos convertir toda la materia conocida del universo en núcleos atómicos en contacto, obtendríamos una esfera de sólo algunos cientos de miles de km de diámetro, que cabría cómodamente dentro del cinturón de asteroides del Sistema Solar.

El calor y la presión que reinan en el centro de las estrellas rompen la estructura atómica y permiten que los núcleos atómicos empiecen a empaquetarse unos junto a otros. Las densidades en el centro del Sol son mucho más altas que la del osmio, pero como los núcleos atómicos se mueven de un lado a otros sin impedimento alguno, el material sigue siendo un gas.  Hay estrellas que se componen casi por entero de tales átomos destrozados.  La compañera de la estrella Sirio es una “enana blanca” no mayor que el planeta Urano, y sin embargo tiene una masa parecida a la del Sol.

Los núcleos atómicos se componen de protones y neutrones. Ya hemos dicho antes que todos los protones tienen carga eléctrica positiva y se repelen entre sí, de modo que en un lugar dado no se pueden reunir más de un centenar de ellos. Los neutrones, por el contrario, no tienen carga eléctrica y en condiciones adecuadas pueden estar juntos y empaquetados un enorme número de ellos para formar una “estrella de neutrones”. Los púlsares, según se cree, son estrellas de neutrones en rápida rotación.

Estas estrellas se forman cuando las estrellas de 2 – 3 masas solares, agotado el combustible nuclear, no pueden continuar fusionando el hidrógeno en helio, el helio en oxígeno, el oxigeno en carbono, etc, y explotan en supernovas. Las capas exteriores se volatilizan y son expulsados al espacio; el resto de la estrella (su mayor parte), al quedar a merced de la fuerza gravitatoria, es literalmente aplastada bajo su propio peso hasta tal punto que los electrones se funden con los protones y se forman neutrones que se comprimen de manera increíble hasta que se degeneran y emiten una fuerza que contrarresta la gravedad, quedándose estabilizada como estrella de neutrones.

Si el Sol se convirtiera en una estrella de neutrones, toda su masa quedaría concentrada en una pelota cuyo diámetro sería de 1/100.000 del actual, y su volumen (1/100.000)³, o lo que es lo mismo 1/1.000.000.000.000.000 (una milmillonésima) del actual. Su densidad sería, por tanto, 1.000.000.000.000.000 (mil billones) de veces superior a la que tiene ahora.

La densidad global del Sol hoy día es de 1’4 gramos/cm³. Una estrella de neutrones a partir del Sol tendría una densidad que se reflejaría mediante 1.400.000.000.000.000 gramos por cm³. Es decir, un centímetro cúbico de una estrella de neutrones puede llegar a pesar 1.400.000.000 (mil cuatrocientos millones de toneladas).

¡Qué barbaridad!

El recorrido que nos ofrece la Ciencia es:

• 1El universo muy primigenio
  • 1.1La época de Planck: antes de a 10^–43 segundos
  • 1.2La época de la gran unificación: de 10^–43 a 10^–36 segundos
  • 1.3Inflación cósmica: de 10^–36 a 10^–33 segundos
    • 1.3.1Recalentamiento
    • 1.3.2Bariogénesis
• 2El universo primigenio
  • 2.1La época electrodébil: 10^–12 s
    • 2.1.1Ruptura de la supersimetría
  • 2.2La época del hadrón: 10^–6 – 10^–2 s
  • 2.3Nucleosíntesis: 1 s – 3 minutos
  • 2.4Dominación de la materia: 70 000 años
  • 2.5Recombinación: 300 000 años
  • 2.6Épocas oscuras
• 3Formación de estructuras
  • 3.1Reionización
  • 3.2Formación de las estrellas, 250 millones de años
  • 3.3Formación de galaxias, 670 millones de años
  • 3.4Formación de grupos, cúmulos y supercúmulos
  • 3.5Formación del sistema solar, 8000 millones de años
  • 3.6Hoy, 13 700 millones de años después
• 4Destino final del universo
  • 4.1Muerte térmica, 1-100 billones de años

emilio silvera

* Nucleones: partículas que constituyen los principales componentes del núcleo atómico (protones y neutrones).

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Comenzaré ésta introducción diciendo que existe materia interestelar  o material entre las estrellas. La materia interestelar de nuestra Galaxia consiste en masa en un 99% de gas y 1%  de finas partículas de polvo. También existen unas pocas partículas de rayos cósmicos muy energéticas.

La materia interestelar se encuentra muy esparcida, con una densidad promedio de sólo una partícula/cm3. Sin embargo, existen fuertes variaciones sobre este promedio. Las partes más densas que incluyen regiones con máseres que contienen 10   moléculas de hidrógeno  por cm³, son también las más frías con temperaturas próximas al cero absoluto.

El material más caliente tiene temperaturas de 10 K y densidades de una partícula/m³ o menos. La materia interestelar es la reserva de materia para la formación de nuevas estrellas.

Hay materiales que se encuentran entre los planetas de los sistemas solares y que incluyen las partículas eléctricamente cargadas del viento solar, las partículas sólidas de polvo interplanetario, el material de los cometas y otros gases y polvo del espacio interestelar.

Generalmente, la materia que podemos ver es la que está formada por quarks y leptones, es decir la formada por los protones y neutrones que rodeadas de electrones forman los átomos que, a su vez, unidos forman las moléculas que finalmente dan lugar a todo lo que vemos: Planetas, estrellas, Galaxias, y demás objetos del Universo. Es la materia Bariónica que, independientemente de su temperatura, siempre emite radiación.

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Hasta 1928, en la física ni siquiera como concepto se había desarrollado la idea de antimateria y, mucho menos, la capacidad de producirla. Pero el estadio cambió cuando se empezaron a conocer los estudios del físico británico Paul Dirac.

En la práctica, todo comienza con los trabajos de Dirac que publicó en el año 1929, en una época que coincide con los tiempos que se descubrían los primeros secretos de la materia, se teorizaba sobre el comportamiento de las partículas que comportan la fuerza débil, y se profundizaban los estudios de los componentes de los átomos, especialmente en la teorización de lo que se llama fuerza fuerte. Fueron tiempo en que la audacia tuvo una preeminencia como rol intelectual dentro del mundo de la física, en el cual se plantearon conceptos como el de la mecánica ondulatoria, el principio de incertidumbre o, también, el descubrimiento del espín en los electrones. Se dice que fue una de las épocas más exotérica de la física, en la cual hubo ejercitantes que concurrieron a simpáticas metáforas para hacer más accesibles sus teorías, como fue el caso del físico austríaco Erwin Schrödinger cuando apeló a la historia de los gatitos para exponer su principio de indeterminación, con el cual describía en síntesis que las partículas más pequeñas tienen un comportamiento que, dentro del razonamiento común, no es el mayormente aceptado por las personas.

La descripción anterior, implica ubicar el escenario en el cual Paul Dirac estaba inserto cuando planteó que donde había materia, también podía haber antimateria. Concretamente señaló, que si el átomo tenía partículas de carga negativas llamadas electrones, debía haber partículas que fueran «electrones antimateria», a los que se les llamó positrones y que debían tener la misma masa del electrón, pero de carga opuesta y que se aniquilarían al entrar en contacto, liberando energía. Este descubrimiento de Dirac fue tan revolucionario que lo hizo merecedor del premio Nobel en el año 1933.

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                                                                       Llamaradas en el Sol

“Recreación de una de estas llamaradas. Los investigadores sugieren que gracias a ellas se produjeron reacciones claves en la química del origen de la vida – NASA/Goddard Space Flight Center/Genna Duberstein2G.L.S.

Un estudio realizado por científicos de la NASA sugiere que fueron estas potentes tormentas solares las que consiguieron calentar el clima de la Tierra e iniciar las reacciones químicas clave en el origen de la vida.

Se podría decir que las estrellas también pasan por una difícil adolescencia. En el mundo de los astros, esta etapa de inmadurez se traduce en tener un «brillo» más dubitativo y menos intenso, pero también en sufrir furiosas erupciones de masa coronal, unas repentinas explosiones que resultan en la salida al espacio de gigantescos volúmenes de combustible estelar y que tienen la capacidad de arrasar planetas enteros o al menos de complicar mucho la meteorología espacial. Por suerte para los pequeños planetas, al menos las estrellas que se parecen al Sol tienden a estabilizarse con el paso del tiempo.”

¿Cómo sabemos las cosas que pensamos que sabemos? Sin duda alguna, lo pensamos porque se ha investigado, observado, estudiado y experimentado para saberlo y, a pesar de ello… ¡No es seguro que todo lo que creemos que sabemos sea cierto!

               Dentro del infinitesimal núcleo de los átomos suceden muchas cosas

La segunda imagen que arriba podéis ver:

“Un equipo internacional liderado por investigadores de la Universidad de Santiago de Compostela (USC) con la participación del Instituto de Física Corpuscular (IFIC, CSIC-UV), ha conseguido sintetizar y estudiar núcleos atómicos que sólo se producen en las estrellas cuyas propiedades son claves para entender los procesos de formación de los elementos más pesados que el hierro en el Universo, lo que se conoce como ‘proceso r‘ de nucleosíntesis estelar. Los investigadores han conseguido sintetizar en el laboratorio de física nuclear GSI (Darmstadt, Alemania) 65 núcleos pesados ricos en neutrones que no se conocían con anterioridad, midiendo además la vida media de 12 de ellos. Los resultados, publicados en Physical Review Letters, indican que las vidas medias de estos núcleos son más cortas de lo previsto, lo cual muestra que el ‘proceso r’ de nucleosíntesis estelar es más rápido de lo que se creía. Esto afectaría a las predicciones que explican las abundancias de elementos pesados de la tabla periódica en el Universo.

En este experimento se aceleraron más de 40×1012 núcleos de plomo estable que se hacían incidir sobre una lámina de berilio para arrancarles algunos de los protones que constituyen estos núcleos, y de esa forma producir núcleos de elementos atómicos más ligeros pero con un mayor número de neutrones que sus correspondientes núcleos estables.”

¿A qué se refieren los científicos cuando dicen que ellos “conocen” lo que hay dentro del un átomo, por ejemplo, o lo que pasó en los tres primeros minutos de vida del Universo?

Tuvieron que pasar 200 millones de años para que aparecieran las primeras estrellas

Se refieren a que tienen lo que ellos denominan un modelo del átomo, o del universo temprano, o lo que sea en que ellos estén interesados, y que este modelo encaja con el resultado de sus experimentos, o sus observaciones del mundo. Este tipo de modelo científico no es una representación física de la cosa real, del mismo modo que un modelo de avión representa un avión de tamaño natural, sino que es una imagen mental que se describe mediante un grupo de ecuaciones matemáticas.

El aire que respiramos se compone de una mezcla de nitrógeno y oxígeno, el más importante para los seres vivos, pero también contiene gases nobles como el argón, neón, criptón o helio además de dióxido de carbono y vapor de agua.

Además, también está presente en el ambiente:

Los átomos y las moléculas que componen el aire que respiramos, por ejemplo, se pueden describir en términos de un modelo en el que imaginamos cada partícula como si fuera una pequeña esfera perfectamente elástica (una diminuta bola de billar), con todas las pequeñas esferas rebotando unas contra las otras y contra las paredes del recipiente.

Ésa es la imagen mental, pero es sólo la mitad del modelo; lo que lo hace un modelo científico es describir el modo como se mueven las esferas y rebotan unas contra otras mediante un grupo de leyes físicas, escritas en términos de ecuaciones matemáticas. En este caso, estas son esencialmente las leyes del movimiento descubiertas por Isaac Newton hacen más de 300 años.

Utilizando estas leyes matemáticas es posible predecir, por ejemplo, qué le pasará a la presión ejercida por un gas si se aplasta hasta la mitad de su volumen inicial. Si hacemos el experimento, el resultado que se obtiene encaja con la predicción del Modelo (en este caso la presión se doblará), lo que lo convierte en un buen modelo.

Naturalmente, no deberíamos sorprendernos de que el modelo estándar de un gas que lo describe en términos de pequeñas bolas que rebotan unas contra otras de acuerdo con las leyes de Newton haga esta predicción en concreto correcta, porque los experimentos fueron hechos primero, y el modelo fue diseñado o construido, para hacer encajar los resultados de esos experimentos.

El siguiente paso en el proceso científico es utilizar el modelo que se ha desarrollado desde las medidas efectuadas en un grupo de experimentos para hacer predicciones (predicciones precisas, matemáticas) sobre lo que le pasará al mismo sistema cuando se hacen experimentos diferentes. Si el modelo hacer predicciones “correctas” bajo nuevas circunstancias, demuestra que es un buen modelo; si fracasa al hacer las predicciones correctas, no se puede descartas completamente, porque todavía nos dice algo útil sobre los primeros experimentos; pero en el mejor de los casos tiene una aplicabilidad limitada.

De hecho, todos los modelos científicos tienen aplicabilidad limitada. Ninguno de ellos es “la verdad”. El modelo de un átomo como una pequeña esfera perfectamente elástica funciona bien en cálculos de cambio de presión de un gas bajo circunstancias diferentes, pero si queremos describir el modo en que el átomo emite o absorbe luz, necesitamos un modelo de átomo que al menos tenga dos componentes,  un núcleo central diminuto (que se puede considerar él mismo como una pequeña esfera perfectamente elástica para determinados fines) rodeado por una nube de electrones.

                    Simulación del Paseo Espacial

“Un modelo científico es una representación abstracta, conceptual, gráfica o visual (ver, por ejemplo: mapa conceptual), física de fenómenos, sistemas o procesos a fin de analizar, describir, explicar, simular (en general, explorar, controlar y predecir) esos fenómenos o procesos. Un modelo permite determinar un resultado final a partir de unos datos de entrada. Se considera que la creación de un modelo es una parte esencial de toda actividad científica.

Ejemplo de un modelo científico. Un esquema de los procesos químicos y de transporte relacionados con la composición atmosféricas.”

Los modelos científicos son representaciones de la realidad, no la realidad en sí misma, y no importa lo bien que funcionen o lo precisas que sean sus predicciones bajo circunstancias apropiadas, siempre se considerarán aproximaciones y ayudas a la imaginación, más que la verdad absoluta. Cuando un científico afirma, por ejemplo, que el núcleo de un átomo está compuesto por partículas denominadas protones y neutrones (nucleones) lo que en realidad debería decir es que el núcleo de un átomo se comporta, bajo determinadas circunstancias, como si estuviera formado de protones y neutrones. Los mejores científicos toman el “como si” como se lee, pero entienden que sus modelos son, efectivamente, sólo modelos; científicos menores a menudo olvidan esta diferencia crucial.

Los científicos menos y muchos no-científicos, tienen otra idea equivocada. A menudo piensan que el papel de los científicos hoy en día es llevar a cabo experimentos que probarán la exactitud de un modelo con una precisión cada vez mayor –hacia posiciones con más y más decimales- ¡En absoluto! La razón para llevar a cabo experimentos que demuestren predicciones previas no comprobadas es descubrir (como decía Feynman) donde fallan los modelos.

Encontrar defectos en sus modelos es la esperanza abrigada por los mejores científicos, porque esos defectos –cosas que los modelos no pueden predecir o explicar en detalle- destacarán los lugares donde necesitamos una nueva comprensión, con modelos mejores, para progresar…

El arquetipo ejemplo de esto es la Gravedad. La ley de la gravedad de Newton se consideró la pieza clave de la física durante más de doscientos años, desde la década de 1680 hasta comienzos del siglo XX. Pero había unas pocas, aparentemente insignificantes, cosas que el modelo newtoniano no podía explicar (o predecir), referente a la órbita del planeta Mercurio y al modo como la luz se curva cuando pasa cerca del Sol.

El modelo de la Gravedad  de Einstein, basado en su teoría general de la relatividad, explica lo mismo que el modelo de Newton, pero también explica los detalles sutiles de órbitas planetarias y curvatura de la luz. En ese sentido, es un modelo mejor y más completo que el anterior, y hace predicciones correctas (en particular, sobre el Universo en general) que el viejo modelo no hace. Pero el modelo de Newton todavía es todo lo que se necesita si se está calculando el vuelo de una sonda espacial desde la Tierra hasta la Luna. Se podrían hacer los mismos cálculos empleando la relatividad general, pero sería más tedioso por su complejidad y daría la misma respuesta, así que, en muchos casos donde no existe la complejidad, se utiliza el modelo más sencillo de Newton.

Así que, amigos, los modelos (todos los modelos) han sido y serán buenos en su momento y, también, como ocurrió con el de la Gravedad, vendrán otros nuevos que los superarán y servirán mejor y de manera más profunda en el conocimiento de las cosas que traten, llegando así un poco más lejos en nuestros conocimientos sobre la Naturaleza, ya que, a medida que observamos el Universo, nuestras mentes se abren al saber del mundo que nos rodea y cada vez, podemos comprender mejor lo que realmente ocurre en él.

          No siempre sabemos lo que estamos viendo, tampoco calificar los fenómenos observados

Nuestras percepciones del Universo son, la mayoría de las veces, equivocadas, y nos formamos una idea de lo que allí está o de lo que allí ocurre que, en la realidad, es otra muy diferente. Y, eso, es así debido a que nuestros conocimientos son muy limitados sobre las cosas, y, está aconsejado por ideas preconcebidas que, muchas veces, entorpece la comprensión de esa realidad que incansables buscamos.

Cuando se consiguen describir de manera exitosa las cosas que ocurren en la Naturaleza, como es el caso de la Relatividad, tanto especial como General, a los físicos, les encanta definirlos como “modelo estándar”. El modelo de los gases de las bolas de billar (que también es conocido como teoría cinética, ya que trata de partículas en movimiento) es un modelo estándar. Pero cuando los físicos hablan de “el modelo estándar”, se están refiriendo a uno de los grandes triunfos de la ciencia del siglo XX.

Así ocurre con los modelos que describen la Mecánica Cuántica y la Relatividad, son Modelos Hitos en la Historia de la Ciencia de la Humanidad. Ambos modelos han sido explicado aquí, en mis comentarios muchas veces y, además, no es este el motivo del presente trabajo que, se circunscribe a explicar lo que es un modelo científico y como funciona, al mismo tiempo de cómo se valora su validez que, en realidad, nunca será definitiva, que es lo que ocurre con nuestros conocimientos.

La Naturaleza, hasta en sus cosas más sencillas… ¡Es maravillosa!

Así que, dicho todo lo anterior, podemos llegar a una conclusión que estaría bien y nos acercaría a la realidad: Lo que sabemos es lo que creemos saber del mundo que nos rodea, y, no es, de ninguna manera, lo que deberíamos saber si nos estamos refiriendo a la realidad de lo que es el Universo y de lo que su Naturaleza finalmente significa y nos quiere decir, para llegar a ese final de comprensión, se necesitarán muchos modelos que se irán desechando por otros que vendrán, y, de esa manera, la Humanidad se acercará a esa realidad que tanto persigue.

Y además…

 Podemos detectar la colisión de dos estrellas de neutrones

“Imágenes de rayos X y ópticas de XT2. Estas imágenes muestran la ubicación de un evento, descubierto por Chandra, que probablemente señala la fusión de dos estrellas de neutrones. A diferencia de otras fusiones de estrellas de neutrones, ésta no se observó como una explosión de rayos gamma. Se incluye un amplio campo de visión que muestra una imagen óptica del Hubble de una parte del campo Sur del Campo Profundo de Chandra, y un campo de visión más pequeño que muestra la imagen de Chandra enfocada solo en la fuente denominada XT2. Una brillante ráfaga de rayos X en XT2 podría brindar a los astrónomos una nueva perspectiva de cómo se construyen las estrellas de neutrones (objetos estelares densos empaquetados principalmente con neutrones). Crédito: Rayos X: NASA / CXC / Uni. de Ciencia y Tecnología de China / Y. Xue et al; Óptico: NASA / STScI.”

emilio silvera

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Glosario letras I – J

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