Los hilos de la evolución: CAPÍTULO XII

La evolución cosmológica

12.1. Definición de evolución cosmológica

La evolución cosmológica es la sucesión de cambios en la materia y la energía que componen el universo, a través del tiempo y que lleva a la materia a la formación de estructuras y leyes que la rigen, cada vez más complejas. 

Esta breve definición no incluye la vida, pero sí las interacciones de materia y energía con las estructuras mentales (leyes de la física). 

Desde un punto de vista de la ingeniería, la evolución cosmológica puede considerarse como la construcción de la infraestructura del universo, cimientos, plantas  de energía, yacimientos de materia prima, etc. 

12.2. El inicio del Universo

12.2.1. El Big Bang

Las hipótesis sobre el inicio del universo están encabezadas por la teoría del Big Bang, que postula un comienzo en el que toda la energía se concentró en un punto infinitesimal extremadamente caliente (llamado singularidad), que se expandió como espacio-tiempo dando lugar al universo, que se ha seguido expandiendo hasta nuestros días. La teoría del Big Bang se complementa con la teoría de la inflación, que profundiza en el concepto de expansión cosmológica. La inflación es un proceso que actualmente se considera parte integrante del modelo cosmológico estándar del Big Bang. La inflación propone un periodo de expansión exponencial del universo durante el primer momento de su existencia. La inflación parece resolver el problema de las condiciones especiales necesarias al principio del universo, y son esenciales para poder explicar la forma actual del universo que podemos observar hoy en día.

Las observaciones más recientes han demostrado que la distribución tanto de la materia como de la radiación en el espacio es prácticamente constante y homogénea en todo el universo. 

12.2.2. Otras teorías

Hay otros modelos que cuentan con seguidores entre los científicos de la corriente dominante. Algunos de ellos son: 

-La teoría del estado estacionario de Fred Hoyle, Thomas Gold y Hermann Bondi, que aunque ha sido rechazada, aún se discute. 

-El modelo pre-Big Bang, que es una remodelación de la inflación cósmica inspirada en la teoría de cuerdas. 

-Las teorías inspiradas en la gravedad cuántica.

-La teoría del universo pulsante, que sostiene que el universo colapsa sobre sí mismo y vuelve a iniciar otro Big Bang, por lo que no tiene ni principio ni fin.

-La teoría del universo ekpirótico, que ofrece alternativas a las de la inflación.

Todos estos modelos, aunque factibles, son, por el momento, modelos en estudio

12.2.3. Antes del Big Bang

La primera pregunta que surge es: Si el Big Bang comenzó en el tiempo de Planck (10^{- 43} s), ¿qué ocurrió entre el tiempo de Planck y el tiempo cero? Y si el universo tuvo un comienzo, ¿qué lo produjo? Una respuesta sincera sería "no lo sabemos". Sin embargo, para apoyarnos en alguna teoría que nos permita ser congruentes con el patrón que intentamos obtener, adoptaremos la respuesta dada por Ilya Prigogine, quien argumenta que el Big Bang es un proceso irreversible: Sugiere que se habría producido una transición de fase irreversible desde un pre-universo que denominamos vacío cuántico. Esta irreversibilidad sería el resultado de una inestabilidad en el pre-universo inducida por las interacciones de la gravitación y la materia. Según él, está en el límite del conocimiento positivo, incluso peligrosamente cerca de la ciencia ficción. No obstante, sostiene que los procesos irreversibles asociados a procesos dinámicos han desempeñado probablemente un papel decisivo en el nacimiento de nuestro universo. De acuerdo con Prigogine, el tiempo es eterno. Nosotros tenemos una edad, nuestra civilización tiene una edad, nuestro universo tiene una edad, pero el propio tiempo no tiene ni principio ni fin. Esto acerca dos de los puntos de vista tradicionales de la cosmología: la teoría del estado estacionario introducida por Hermann Bondi, Thomas Gold y Fred Hoyle, que puede aplicarse con mayor precisión al medio inestable que generó nuestro universo, y el enfoque estándar del Big Bang. Otros científicos, como Gabriele Veneziano, padre de la teoría de cuerdas, también sostienen que el Big Bang no fue el origen del universo, sino simplemente el producto de un estado preexistente, un metauniverso: "Nuestro espacio y nuestro tiempo surgieron de un estado anterior, descrito por la teoría cuántica de la gravedad". 

12.3.La función del Universo según la teoría de la información cuántica

Bajo esta teoría, el inicio del Universo (el Big Bang) podría conceptualizarse como el inicio de un complejo proceso de cómputo cuántico. La evolución del Universo, desde este punto de vista, sería el resultado de la evolución de estos cálculos a una escala cósmica.

Si el Universo funciona como una computadora cuántica, entonces el fenómeno del entrelazamiento cuántico podría ser fundamental en su estructura y evolución, conectando partes distantes del cosmos de maneras no evidentes a nivel macroscópico.

La idea del Universo como una computadora cuántica propone una visión del cosmos donde la información y su procesamiento cuántico son fundamentales para entender su origen, estructura y evolución. Combina conceptos de física, informática y filosofía, para ofrecer una perspectiva única sobre la naturaleza del Universo.

De acuerdo con esta teoría, en cuanto nació el universo, empezó a computar. Pero ¿qué computa el universo? El universo se computa a sí mismo. El universo computa su propio comportamiento, pero lo más importante es que el resultado de su computación es siempre información más compleja. Con el tiempo, a medida que procesaba más información, el universo fue tejiendo patrones más complejos e intrincados, como galaxias, estrellas y planetas. Al mismo tiempo, la evolución cosmológica abarca la evolución química, la aparición de elementos de la tabla periódica por procesos estelares.  Por tanto, es necesario disponer de un "software" para que el universo se calcule a sí mismo. En este caso, el software podría iterar los resultados de cada proceso para que surjan las leyes. Podemos considerar las constantes físicas como las condiciones iniciales: “Sin constantes invariables de la Naturaleza y principios fijos de la ciencia, no se puede avanzar objetivamente en la comprensión. Todo esto equivale a decir que 2 + 2 = 4 en todo el Universo o que los átomos de hidrógeno están construidos de forma idéntica en todas partes; si estos principios centrales no son ciertos, no sigas leyendo".¹

Aunque esta teoría es muy prometedora y se apoya en principios científicos sólidos, aún se encuentra en el ámbito de la investigación teórica. No todas sus implicaciones han sido confirmadas experimentalmente.

Aparte de otras objeciones más sutiles, el modelo tendría que demostrar la función computacional de lo que constituye la mayor parte de la energía del universo, conocida como como la energía oscura. 

12.4. Las fases de la evolución cosmológica

 Presentamos una síntesis de la evolución cosmológica, considerando que en cada etapa de la evolución de la materia surgen las leyes correspondientes. La materia contiene lo que puede considerarse como el "software" de estos microordenadores, mientras que los datos o "entradas" los hacen funcionar. 

Una visión resumida de los acontecimientos clave desde el principio del universo hasta la actualidad, en términos de la curva de funcionamiento expuestos en el capítulo 6.

Estos valores son aproximados y pueden variar según las características específicas de la estrella y las dinámicas de su evolución. La física estelar continúa desarrollándose, y los modelos pueden ajustarse con más observaciones y una mejor comprensión de los procesos estelares.

12.4.1-Fase de gestación

Del tiempo de Planck (10-43s) hasta la formación de átomos a los 380 mil años. En esta fase la inflación cósmica, que prácticamente sucedió en el instante mismo del nacimiento del Universo (a los 10-35 s), crea un espacio uniforme lleno de nubes de quarks y otras partículas.  “Cuando el universo apenas tenía un microsegundo de edad, las partículas que daban forma al espacio-tiempo constituían un líquido extremadamente denso y caliente. El plasma de quarks y gluones se formó inmediatamente después de la inflación cósmica. Su perfecta naturaleza líquida fue decisiva para que el universo evolucionara como lo hizo.²

Un segundo después de estallar el Big Bang, una emisión de neutrinos interactuó con todas las partículas que había a su alrededor y moldeó la estructura misma del cosmos, al menos cuando éste se encontraba tan caliente que era una suerte de plasma. Este episodio duró muy poco y el breve contacto entre los neutrinos y la materia no volvería a repetirse, pero dejó una huella indeleble en la distribución de la última a lo largo del universo.”...³

 A partir de quarks se forman protones y neutrones. A partir de protones y neutrones se forman los núcleos de los átomos.

Aproximadamente a los 380,000 años después del Big Bang, los primeros núcleos atómicos comenzaron a formarse en el universo. En ese momento, la temperatura se había enfriado lo suficiente como para que los electrones errantes, que vagaban libremente por el espacio-tiempo, se unieran a los núcleos, dando lugar al nacimiento de los primeros átomos.

12.4.2.-Fase de crecimiento.

La emisión del fondo cósmico de microondas  ocurrió cuando se formó el hidrógeno neutro.y consideramos que es el punto de inflexión cuando inicia la fase de crecimiento.

Nos vamos a aventurar a describir brevemente esta fase, ya que la cosmología es una ciencia que está avanzando de manera impresionante con la integración de la tecnología, de modo que las fechas que damos son provisionales.

La inestabilidad gravitacional, llevó a la atracción de gases formando áreas más densas. Esto dio lugar a la formación jerárquica de supercúmulos, agrupaciones galácticas, cúmulos estelares y, estrellas.

Las primeras estrellas, conocidas como estrellas de Población III,⁴ se formaron aproximadamente entre 100 millones y 200 millones de años después del Big Bang. Estas estrellas eran probablemente  muy masivas, luminosas y de vida corta, compuestas casi enteramente de hidrógeno y helio, los elementos primordiales creados en los momentos iniciales del universo. La formación de estas primeras estrellas marcó el final de la época conocida como la Edad Oscura del universo, dando inicio a la reionización⁵ y la introducción de elementos más pesados en el medio intergaláctico, ya que finalizaron su vida como supernovas y dieron lugar a la emergencia de las poblaciones de estrellas I y II.⁶

Las primeras galaxias comenzaron a formarse aproximadamente entre 100 millones y mil millones de años después del Big Bang. En ese momento, el universo era una sopa caliente y densa de partículas subatómicas y energía. Las galaxias no se formaron directamente a partir de cúmulos de estrellas y gas, sino a partir del colapso gravitacional de densas nubes de gas primordial en el Universo temprano, que luego evolucionaron a través de procesos complejos de formación estelar, enriquecimiento de metales y fusiones. Las estrellas y el gas dentro de las galaxias interactúan de manera dinámica, y las galaxias mismas continúan evolucionando a lo largo del tiempo cósmico. Estas primeras galaxias eran pequeñas y principalmente compuestas de hidrógeno y helio, que se fueron fusionando y colisionando, formando galaxias más grandes y más complejas como la Vía Láctea.

12.4.3.- Fase de incertidumbre

Podemos situar el inició de esta fase de la evolución cosmológica en el punto de inflexión cuando el universo acelera su expansión, más o menos a los 9 mil millones de años después del Big Bang.

La formación de estrellas es un proceso continuo en las galaxias, y nuevas estrellas emergen constantemente en regiones como viveros estelares y cúmulos, pero en esta etapa la entropía, que se había mantenido en un nivel relativamente bajo, se manifiesta al producirse estrelles de la segunda generación que terminarán su vida al consumir su energía. Dependiendo de su masa, básicamente estas estrellas terminan como enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. La mayoría de las galaxias elípticas que son de las más antiguas ya no producen estrellas. La otra característica de esta fase es el surgimiento de sistemas planetarios que se originan en los discos protoplanetarios que rodean las estrellas jóvenes. Estos discos están compuestos de gas y polvo. Las partículas en el disco comienzan a agruparse debido a la gravedad, formando planetesimales. Estos son los bloques de construcción de planetas, Los planetesimales colisionan y se fusionan para formar protoplanetas. Estos protoplanetas continúan acumulando material y limpiando sus órbitas. Finalmente, los protoplanetas se convierten en planetas maduros. Algunos pueden ser rocosos como la Tierra, mientras que otros son gigantes gaseosos como Júpiter. La formación de sistemas planetarios es un proceso gradual y puede llevar millones de años.

Esta fase terminará cuando las galaxias consuman sus gases moleculares y ya no produzcan estrellas. Este sería el punto de culminación dando lugar a:

12.4.4.- La fase entrópica

La teoría más aceptada para el final del Universo establece que en el marco de la Segunda Ley de la Termodinámica, cuando en el Universo ya no nazcan nuevas estrellas y las existentes agoten su combustible nuclear, la energía disponible en forma de luz y calor irá disminuyendo gradualmente. Este proceso conducirá a lo que se conoce como la "muerte térmica" del universo, un estado de entropía máxima donde la energía disponible para realizar trabajo útil es mínima y la temperatura del universo se aproxima a un valor uniforme cercano al cero absoluto, marcando un estado de equilibrio termodinámico.

En este contexto, la entropía, como medida del desorden o de la cantidad de información necesaria para describir el estado de un sistema, juega un papel central. La Segunda Ley de la Termodinámica establece que, en un sistema aislado, como puede considerarse al Universo, la entropía nunca disminuye. Esto significa que, con el tiempo, los sistemas tienden hacia el desorden o el estado de máxima probabilidad, donde la energía está distribuida de manera uniforme y no puede ser aprovechada para realizar trabajo. Este aumento progresivo de la entropía se relaciona directamente con el agotamiento de las estrellas y la reducción de las fuentes de energía disponibles.

Este proceso de agotamiento de la energía estelar y el aumento de la entropía se inscribe dentro de un marco teórico más amplio que incluye conceptos de física, termodinámica y cosmología, y tiene implicaciones profundas para el destino final del universo, frío oscuro y vacío.

Existen varias teorías, pero mencionaremos solamente una :

12.4.5. El gran desgarramiento

Esta teoría sugiere que, si la tasa de expansión acelerada del universo aumenta sin límite debido a la energía oscura, podría llegar un momento en el que la expansión sea tan rápida que supere las fuerzas gravitacionales, electromagnéticas y nucleares, desgarrando galaxias, estrellas, planetas e incluso el tejido mismo del espacio-tiempo.

Sin embargo ¿De dónde procederá la energía necesaria para acelerar la expansión del Universo a esos rangos?

12.5. Siempre investigando al Universo

Los cosmólogos que investigan los agujeros negros, su aparición y evolución, han detectado las ondas gravitatorias que se producen por sus colisiones. Han creado un mapa del universo que revela que la Vía Láctea forma parte de una estructura mayor llamada Laniakea, que es un cúmulo de galaxias. 

Una investigación interesante es la de localizar planetas rocosos. A la fecha se han detectado unos 5,600 exoplanetas y uno de los últimos detectados llamado Gliese 12 b, tiene un gran parecido a la Tierra.

El Universo es un sistema dinámico donde las estrellas nacen y los sistemas planetarios se moldean. Cada nueva estrella y planeta es un testimonio de su asombrosa dinámica cósmica que continuará por miles de millones de años.

En lo que respecta a la evolución cosmológica, sólo podemos asumir que nuestra comprensión es limitada debido a la imposibilidad de la simultaneidad, lo que significa que nuestro conocimiento siempre será incompleto

12.6. Las propiedades del Universo

Actualmente, las características del Universo que se han determinado son las siguientes

 Notas

1. Chaisson Opus cit.

2. Herrera Corral, Gerardo. Universo: La historia más grande jamás contada. Taurus, 2016. Edición Kindle.

3. Gaceta UNAM, Historia de un segundo, pero no cualquiera: justo el primero después del Big Bang. Mariana Vargas, del Instituto de Física, formó parte del equipo internacional que corroboró, por primera vez, la existencia de un fondo cósmico de neutrinos en la distribución de la materia en el universo. Omar Páramo. abril 25, 2019

4. Las estrellas de Población III son hipotéticas y se cree que fueron las primeras estrellas que se formaron en el Universo. A diferencia de las estrellas de Población I y Población II, las estrellas de Población III habrían nacido de las nubes de gas primordial que surgieron tras el Big Bang, compuestas casi exclusivamente de hidrógeno y helio, sin prácticamente ningún metal (elementos más pesados que el helio). Y sus vidas acabarían en explosiones de supernovas, liberando metales al medio interestelar y enriqueciendo el gas a partir del cual se formarían las siguientes generaciones de estrellas (Poblaciones I y II).

5. La ionización es el proceso por el cual un átomo o molécula adquiere una carga eléctrica positiva o negativa al perder o ganar electrones, respectivamente. Este proceso puede ocurrir de varias maneras, como a través de la interacción con radiación de alta energía (por ejemplo, luz ultravioleta o rayos X), colisiones con otras partículas, o mediante procesos químicos. Cuando un átomo se ioniza y pierde uno o más electrones, se convierte en un ion positivo, también conocido como catión. Por otro lado, si un átomo o molécula gana electrones, se convierte en un ion negativo, conocido como anión. La ionización es fundamental en muchos procesos naturales y tecnológicos, incluyendo la formación de auroras, la química de la atmósfera superior, la conducción de electricidad en gases, y en tecnologías como la espectrometría de masas y la fusión nuclear. La reionización es el proceso mediante el cual el gas en el Universo temprano, que estaba en su mayoría en forma neutra, fue ionizado por la primera luz de las primeras estrellas y galaxias.

6. La Población I se compone de estrellas jóvenes que contienen una mayor cantidad de metales (en astronomía, se considera "metal" a cualquier elemento más pesado que el helio). Estas estrellas suelen encontrarse en los discos de las galaxias, especialmente en los brazos espirales de las galaxias espirales, donde se forman nuevas estrellas. Son estrellas que incluyen al Sol, y tienden a ser más calientes y más brillantes. La presencia de metales indica que se han formado a partir de nubes de gas enriquecidas por generaciones anteriores de estrellas que han expulsado estos elementos pesados al medio interestelar a través de sus vientos estelares y supernovas.

La Población II se compone de estrellas más antiguas con baja metalicidad, lo que indica que se formaron cuando el Universo era más joven y el medio interestelar contenía menos elementos pesados. Estas estrellas se encuentran principalmente en el halo galáctico, en cúmulos globulares y en el bulbo galáctico. La menor proporción de metales sugiere que estas estrellas son de generaciones anteriores, formadas poco después del Big Bang, por lo que son testigos de los procesos de formación estelar en las etapas tempranas del Universo.

Existen también subclasificaciones y estrellas de transición entre estos dos grupos principales, reflejando la diversidad y complejidad en la formación y evolución estelar a lo largo de la historia del Universo.

La evolución final de una estrella depende en gran medida de su masa inicial. Aquí se explica brevemente:

1.-Enana Blanca: Las estrellas con masas iniciales de hasta aproximadamente 8 veces la masa del Sol, generalmente terminan su vida como enanas blancas. Después de agotar su combustible nuclear, estas estrellas expulsan sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria y el núcleo que queda se enfría y compacta en una enana blanca.

2.--Estrella de Neutrones: Las estrellas con masas iniciales entre aproximadamente 8 y 20-25 veces la masa del Sol pueden evolucionar hacia estrellas de neutrones. Al final de su vida, estas estrellas experimentan una explosión de supernova, durante la cual el núcleo colapsa bajo su propia gravedad hasta convertirse en una estrella de neutrones, un objeto extremadamente denso compuesto principalmente por neutrones.

3.-Agujero Negro: Las estrellas con masas iniciales superiores a 20-25 veces la masa del Sol probablemente terminarán su vida como agujeros negros. Después de una explosión de supernova, si el núcleo residual es lo suficientemente masivo, puede colapsar más allá de una estrella de neutrones para formar un agujero negro.