Miércoles 11 de noviembre de 2015
"¿De dónde salió todo esto?" El humorista Sidney Harris ("La cosmología avanza") puso la misma pregunta en la mente del hombre primitivo y la del astrofísico moderno. Lo divertido es que el chiste fue cierto hasta bien entrado el siglo XX. Para poder contestar la pregunta tuvimos que partir dividiéndola en otras más abordables.
¿Cómo está hecho todo esto que no sabemos de dónde salió? Hubo respuestas encantadoras (aire, agua, tierra y fuego, por ejemplo) y un remoto antecedente serio: Demócrito dedujo que, como éramos finitos, tenía que existir un componente elemental también finito. Lo llamó átomo.
Llevó milenios probar esa intuición genial –a principios del siglo XIX– y 50 años más descubrir que la velocidad con que se mueven los átomos determina la temperatura (a mayor velocidad, mayor temperatura). Hicieron falta 75 años más para entender su estructura interna: Tienen un núcleo de protones y neutrones extremadamente pequeño con electrones moviéndose en torno a él en "nubes" mucho más distantes (si el núcleo fuera una esfera de 1 cm la nube sería otra de 1 km).
¿Cómo pueden apretujarse los protones en el núcleo sin qué la repulsión mutua de sus cargas positivas los separe? Hubo que descubrir una nueva fuerza natural para explicarlo. Imagine tratar de juntar los polos iguales de dos imanes. Tendrá que luchar contra la fuerza magnética para lograrlo y, si los suelta, volverán a separarse. Ahora imagínelos cubiertos por velcro. Al tocarse se pegarán y no volverán a separarse fácilmente. Protones y neutrones se unen por un "velcro" nuclear llamado "interacción fuerte".
El descubrimiento de la radiación de fondo cósmico en 1964 probó que el universo había nacido en un estado de temperatura extremo, el "Big Bang". Allí, protones y neutrones primordiales lograron formar núcleos de helio. Pero la rápida expansión y enfriamiento impidieron la creación de núcleos más complejos. ¿Cómo pudo el universo crear la diversidad de átomos actual? Hace falta que protones y neutrones puedan acercarse mucho para activar la interacción fuerte y pegarse. Hacen falta regiones con temperatura altísima, que implican movimientos a velocidad también altísima, que hacen chocar a los protones a pesar de la repulsión eléctrica. Esto, llamado reacción nuclear de fusión, sucede en el interior de las estrellas.
Además, como entre el helio y el fierro la fusión nuclear libera energía, las estrellas pueden producir todos los elementos químicos –partiendo del átomo más simple (hidrógeno) – mientras generan calor. A medida que la reacción nuclear consume los átomos más simples, las estrellas se contraen y calientan lentamente fabricando núcleos cada vez más complejos. Pero sólo hasta el fierro.
¿De dónde saca el universo la energía que hace falta para producir los metales más pesados? Necesita estrellas muy masivas que llegan al final de su evolución con un corazón de fierro, o estrellas enanas blancas en sistemas binarios muy próximos. Estas configuraciones son muy inestables y terminan en explosiones gigantescas llamadas supernovas. Ellas, como un riff de heavy metal, sacuden la vieja estrella, liberan la energía necesaria para crear los metales pesados y dispersan los nuevos átomos por la galaxia. Las supernovas marcan, de hecho, el ritmo vital de las galaxias.
Entonces, ¿de dónde salió todo esto? La mayoría del Big Bang. El hidrógeno y casi todo el helio se crearon allí. Eso ya es 98% del universo que podemos ver. El 2% restante, salió de las estrellas y las supernovas. Las primeras crearon los elementos entre el helio y el fierro y las segundas una fracción de éstos, y todo el heavy metal.
