Como nos dice la filosofía, nada es como se ve a primera vista, todo depende bajo el punto de vista desde el que miremos las cosas.

“Lo primero que hay que comprender sobre los universos paralelos… es que no son paralelos. Es importante comprender que ni siquiera son, estrictamente hablando, universos, pero es más fácil si uno lo intenta y lo comprende un poco más tarde, después de haber comprendido que todo lo que he comprendido hasta ese momento no es verdadero.”

Douglas Adams

¿Qué vamos a hacer con esta idea antrópica fuerte? ¿Puede ser algo más que una nueva presentación del aserto de que nuestra forma de vida compleja es muy sensible a cambios pequeños en los valores de las constantes de la naturaleza? ¿Y cuáles son estos “cambios”? ¿Cuáles son estos “otros mundos” en donde las constantes son diferentes y la vida no puede existir?

En ese sentido, una visión plausible del universo es que hay una y sólo una forma para las constantes y leyes de la naturaleza. Los universos son trucos difíciles de hacer, y cuanto más complicados son, más piezas hay que encajar. Los valores de las constantes de la naturaleza determinan a su vez que los elementos naturales de la tabla periódica, desde el hidrógeno número 1 de la tabla, hasta el uranio, número 92, sean los que son y no otros. Precisamente, por ser las constantes y leyes naturales como son y tener los valores que tienen, existe el nitrógeno, el carbono o el oxígeno.

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A los 10^-34 [seg.] después del principio, cuando termina el periodo inflacionario, la gravedad había empezado a frenar la expansión del universo. La temperatura se mantenía a 10²⁶ °K; las densidades cósmicas, aunque descendiendo, todavía eran lo suficientemente grandes como para que una masa equivalente a la de Júpiter pudiera caber en el interior de una pelota de fútbol. Los bosones Higgs X, que habían hecho su estreno al finalizar la inflación, completaron la separación de las cuatro fuerzas fundamentales de la naturaleza, dividiendo la superfuerza en las fuerzas electromagnética y nuclear débil. En el proceso, leptones y antileptones evolucionaron a variantes como electrones y positrones, que son sensibles al electromagnetismo, y neutrinos y antineutrinos, que responden a la fuerza nuclear débil.

Con la expansión controlada y temperaturas inferiores, las colisiones fueron mucho menos energéticas de lo que había sido durante el periodo inflacionario, lo cual dio como resultado cada vez menos masivas partículas. Los choques aniquiladores entre materia y antimateria produjeron fotones, portadores de fuerza electromagnética, que se descompusieron en parejas electrón-positrón casi sin masa.

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Si el universo es casi por completo de hidrógeno, ¿cómo llegaron los otros elementos?

Una estrella de tamaño ordinario, como nuestro Sol, tiene un diámetro aproximado de 1.400.000 Km; en comparación con el de la Tierra (13.000 Km) es 1.000 veces mayor, y el volumen (que depende del cubo del radio) es nada menos que mil millones de veces superior (10⁹).

Pues bien, el enorme globo de gas (plasma), que es una estrella no es homogéneo ni en composición ni en temperatura, que aumenta por la presión de la fuerza gravitatoria a medida que nos acercaos al núcleo, de manera tal que, como mínimo, en el centro o núcleo de la estrella tendremos una temperatura de 15 millones de grados. Resulta razonable suponer que la densidad aumente con la profundidad, ya que cuanto mayor es ésta lo es también la presión (recordad que la densidad es proporcional a la presión). Las zonas interiores soportan el peso de las exteriores, lo que produce enormes temperaturas en el núcleo.

El horno termonuclear de una estrella posee unos mecanismos de control gracias a los cuales mantiene entre estrechos límites sus constantes vitales, siendo por una parte la temperatura y por otra la gravedad, los dos elementos que finalmente mantienen el equilibrio de la estrella. Bueno, más que la temperatura, la fusión nuclear que produce que hace expandirse a la estrella que es frenada por la inmensa fuerza gravitatoria. Es el mecanismo cósmico que hace posible la estabilidad y el equilibrio de la estrella.

Así, brillando en el vacío estelar, las estrellas dan luz y calor a los planetas de sus sistemas solares. Precisamente esa luz y ese calor es la pérdida de masa de las estrellas que fusionan hidrógeno en helio y una pequeña parte se va de la estrella para calentar y alumbrar planetas. La potencia energética desprendida por una estrella en equilibrio es enorme en relación con nuestros estándares, y si esa potencia depende de la velocidad a la que unos núcleos se transforman en otros, los de hidrógeno en helio, los de helio en litio, etc, parece razonable suponer que la composición del gas del horno termonuclear varíe con el tiempo, disminuyendo la cantidad de hidrógeno al tiempo que aumentan otros elementos. La energía desprendida se obtiene precisamente a partir de esa masa gastada utilizando la ya conocida ley de equivalencia de Einstein E = mc².

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Me referiré ahora aquí a un físico extraño. Se sentía igualmente cómodo como matemático, como físico experimental, como destilador de datos astronómicos complicados o como diseñador de sofisticados instrumentos de medida.

Tenía los intereses científicos más amplios y diversos que imaginarse pueda. Él decía que al final del camino todos los conocimientos convergen en un solo punto, el saber.

Así de curioso, ya podéis imaginar que fue uno de los que de inmediato se puso manos a la obra para comprobar la idea de la constante gravitatoria variable de Dirac que podía ser sometida a una gran cantidad de pruebas observacionales, utilizando los datos de la geología, la paleontología, la astronomía, la física de laboratorio y cualquier otro que pudiera dar una pista sobre ello. No estaba motivado por el deseo de explicar los grandes números. Hacia mediados de la década de los 60 hubo una motivación adicional para desarrollar una extensión de la teoría de la gravedad de Einstein que incluye una G variable. En efecto, durante un tiempo pareció que las predicciones de Einstein no coincidían en lo referente o sobre el cambio de órbita de Mercurio que era distinta a las observaciones cuando se tenía en cuentra la forma ligeramente achatada del Sol.

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Hace un tiempo y con motivodel Año Internacional de la Astronomía, salió aquí el anuncio siguiente:

“A partir del día 1 del próximo Septiembre, y, dentro de las actividades del Año Internacional de la Astronomía 2009. En España (AIA-IYA2009), pondremos en marcha una nueva Sección que estará centrada en contestar a todas aquellas preguntas que nos sean formuladas sobre el Universo.

Como comprenderán, se darán respuestas concretas, claras y sencilla, fáciles de entender, y, sin limitación de ninguna clase, se dará respuesta a todo lo que el público quiera saber, como por ejemplo:

¡Qué es una Nebulosa? ¿Cómo se forma?

¡Que es una estrella supermasiva? ¿En qué se convierte cuando agota su combustible nuclear?

¿Qué es un Cuásar? ¿Que es la materia cósmica? ¿Que es la radiación de fondo? ¿Cuantas clases de estrellas pueden existir? ¿Cuanto puede pesar 1 cm3 del material de una estrella de Neutrones?

Y, de esta manera, podrán, al fín, conocer aquellas cuestiones del Universo que siempre quisieron saber y que, por una u otra cuestión, nadie les explicó.

Pensad en ello y, por favor, podeis ir pensando en la pregunta que os gustaría plantear.

¿qué pregunta se te ocurre?.”

Os recuerdo que sigue en vigor.

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