Conociendo el Universo, los primeros momentos

“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.

Esos 92 elementos naturales de la tabla periódica componen toda la materia bariónica (que vemos y detectamos) del universo. Hay más elementos como el plutonio o el einstenio, pero son los llamados transuránicos y son artificiales.

“Los elementos transuránicos (conocidos también como elementos transuránidos) son elementos químicos con número atómico mayor a 92 con, el número atómico del elemento uranio. El nombre de trans-uránidos significa “más allá del uranio”.

Estos elementos son artificiales, no se encuentran en la Naturaleza y son:

Lista de los elementos transuránicos

 

• 93 neptunio Np
• 94 plutonio Pu
• 95 americio Am
• 96 curio Cm
• 97 berkelio Bk
• 98 californio Cf
• 99 einstenio Es
• 100 fermio Fm
• 101 mendelevio Md
• 102 nobelio No
• 103 lawrencio Lr
• elementos transactínidos
  • 104 rutherfordio Rf
  • 105 dubnio Db
  • 106 seaborgio Sg
  • 107 bohrio Bh
  • 108 hassio Hs
  • 109 meitnerio Mt
  • 110 darmstadtio Ds
  • 111 roentgenio Rg
  • 112 copernicio Cn
  • 113 nihonio Nh
  • 114 flerovio Fl
  • 115 moscovio Mc
  • 116 livermorio Lv
  • 117 teneso Ts
  • 118 oganesón Og

“La constante de estructura fina de Sommerfeld (símbolo α) es la constante física fundamental que caracteriza la fuerza de la interacción electromagnética. Es una cantidad sin dimensiones, por lo que su valor numérico es independiente del sistema de unidades usado.

La expresión que la define y el valor recomendado por CODATA 2002 es:

 

“La constante de estructura fina puede tomarse como el cuadrado del cociente de la carga elemental con la carga de Planck.”

 

 

 

“En la teoría de electrodinámica cuántica, la constante de estructura fina juega el rol de una constante de acoplamiento, representando la fuerza de la interacción entre electrones y fotones. Su valor no puede predecirse por la teoría, y debe insertarse uno basado en resultados experimentales. De hecho, es uno de los veinte «parámetros externos» en el modelo estándar de física de partículas.”

Hay varias propiedades sorprendentes del universo astronómico que parecen ser cruciales para el desarrollo de la vida en el universo. Estas no son constantes de la naturaleza en el sentido de la constante de estructura fina o la masa del electrón. Incluyen magnitudes que especifican cuán agregado está el universo, con que rapidez se está expandiendo y cuánta materia y radiación contiene. En última instancia, a los cosmólogos les gustaría explicar los números que describen estas “constantes astronómicas” (magnitudes).  Incluso podrían ser capaces de demostrar que dichas “constantes” están completamente determinadas por los valores de las constantes de la naturaleza como la constante de estructura fina. ¡¡El número puro y adimensional, 137!!

Las características distintivas del universo que están especificadas por estas “constantes” astronómicas desempeñan un papel clave en la generación de las condiciones para la evolución de la complejidad bioquímica. Si miramos más cerca la expansión del universo descubrimos que está equilibrada con enorme precisión. Está muy cerca de la línea divisoria crítica que separa los universos que se expanden con suficiente rapidez para superar la atracción de la gravedad y continuar así para siempre, de aquellos otros universos en los que la expansión finalmente se invertirá en un estado de contracción global y se dirigirán hacia un Big Grunch cataclísmico en el futuro lejano.  El primero de estos modelos es el universo abierto que será invadido por el frío absoluto, y el segundo modelo es el del universo cerrado que termina en una bola de fuego descomunal.

Todo dependerá de cual sea el valor de la densidad de materia.

Algunos números que definen nuestro universo:

• El número de fotones por protón
• La razón entre densidades de materia oscura y luminosa
• La anisotropía de la expansión
• La falta de homogeneidad del Universo
• La constante cosmológica
• La desviación de la expansión respecto al valor “crítico”

·Se ha estimado la densidad media del universo a partir de las observaciones astronómicas, y la suma de la masa de las estrellas más las nubes de gas nos da sólo un 1 % de la densidad crítica. Sin embargo la observación del equilibrio de las estrellas girando alrededor de una galaxia y de galaxias girando unas alrededor de otras en cúmulos galácticos hace que se sospeche de la existencia de una gran cantidad de materia oscura que colabore al equilibrio gravitatorio. Aún así la suma total de materia sería de un 10 % de la necesaria para alcanzar la densidad crítica. A pesar de estos cálculos se piensa que la densidad del universo debe ser muy cercana a la densidad crítica debido a que si fuera tan solo una billonésima parte mayor no habría llegado nunca a haber las distancia que existe actualmente entre galaxias y ya se habría contraído, mientras que si fuera inferior la distancia entre galaxias sería mucho mayor a la actual.”

Esos 92 elementos naturales de la tabla periódica componen toda la materia bariónica (que vemos y detectamos) del universo. Hay más elementos como el plutonio o el einstenio, pero son los llamados transuránicos y son artificiales.

“El universo observable actual parece tener un espacio-tiempo geométricamente plano, conteniendo una densidad masa-energía equivalente a 9,9 × 10⁻³⁰ gramos por centímetro cúbico. Los constituyentes primarios parecen consistir en un 73 % de energía oscura, 23 % de materia oscura fría y un 4 % de átomos.”

Según nos dicen

De hecho, estamos tan cerca de esta divisoria crítica que nuestras observaciones no pueden decirnos con seguridad cuál es la predicción válida a largo plazo. En realidad, es la estrecha proximidad de la expansión a la línea divisoria lo que constituye el gran misterio: a priori parece altamente poco probable que se deba al azar. Los universos que se expanden demasiado rápidamente son incapaces de agregar material para la formación de estrellas y galaxias, de modo que no pueden formarse bloques constituyentes de materiales necesarios para la vida compleja. Por el contrario, los universos que se expanden demasiado lentamente terminan hundiéndose antes de los miles de millones de años necesarios para que se tomen las estrellas.

Sólo universos que están muy cerca de la divisoria crítica pueden vivir el tiempo suficiente y tener una expansión suave para la formación de estrellas y planetas… y ¡vida!

No es casual que nos encontremos viviendo miles de millones de años después del comienzo aparente de la expansión del universo y siendo testigos de un estado de expansión que está muy próximo a la divisoria que marca la “Densidad Crítica”

Sólo en el modelo de universo que se expande cerca de la divisoria crítica, se forman estrellas y los ladrillos primordiales para la vida. La expansión demasiado rápida no permite la creación de elementos complejos necesarios para la vida. Si la densidad crítica supera la ideal (más cantidad de materia), el universo será cerrado y terminará en el Big Crunch.

El hecho de que aún estemos tan próximos a esta divisoria crítica, después de algo más de trece mil millones de años de expansión, es verdaderamente fantástico. Puesto que cualquier desviación respecto a la divisoria crítica crece continuamente con el paso del tiempo, la expansión debe haber empezado extraordinariamente próxima a la divisoria para seguir hoy tan cerca (no podemos estar exactamente sobre ella).

Pero la tendencia de la expansión a separarse de la divisoria crítica es tan solo otra consecuencia del carácter atractivo de la fuerza gravitatoria. Está claro con sólo mirar el diagrama dibujado en la página anterior que los universos abiertos y cerrados se alejan más y más de la divisoria crítica a medida que avanzamos en el tiempo.

Si la gravedad es repulsiva y la expansión se acelera, esto hará, mientras dure, que la expansión se acerque cada vez más a la divisoria crítica. Si la inflación duró el tiempo suficiente, podría explicar por qué nuestro universo visible está aún tan sorprendentemente próximo a la divisoria crítica. Este rasgo del universo que apoya la vida debería aparecer en el Big Bang sin necesidad de condiciones de partida especiales.

Podemos concretar de manera muy exacta con resultados fiables de los últimos análisis de los datos enviados por WMAP. Estos resultados muestran un espectro de fluctuaciones gaussiano y (aproximadamente) invariante frente a escala que coincide con las predicciones de los modelos inflacionarios más generales.

      Sólo dejan el 4% para la materia que vemos, la Bariónica

El universo estaría compuesto de un 4 por 100 de materia bariónica, un 23 por 100 de materia oscura no bariónica y un 73 por 100 de energía oscura. Además, los datos dan una edad para el universo que está en 13’7 ± 0’2 ×10⁹ años, y un tiempo de 379 ± 8×10³ años para el instante en que se liberó la radiación cósmica de fondo. Otro resultado importante es que las primeras estrellas se formaron sólo 200 millones de años después del Big Bang, mucho antes de lo que se pensaba hasta ahora. Todavía no se han hecho públicos los resultados del análisis de una segunda serie de datos, pese a que su aparición estaba prevista para estas fechas.

emilio silvera

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