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27 de Julio, 2009 · AÑO DE LA ASTRONOMIA

Los Puntos Básicos de la Teoría de la Gran Explosión




Los Puntos Básicos de la Teoría de la GranExplosión

A continuación hago un análisis simplificado y básicode tal evolución. Los cosmólogos disputan el momento preciso de losacontecimientos y otros detalles específicos, pero el cuadro general está bienestablecido. Han reconstruido el proceso remontándose a la historia de laexpansión del universo y determinando el calor y la densidad de la materia envarias fases. Con tal conocimiento, un conocimiento de la composición actualdel universo, y el conocimiento teórico y de experimentos del comportamiento delas partículas y la radiación en una variedad de condiciones, los científicoshan podido construir un marco teórico que se conforma a las leyes de la físicaya conocidas y a la mejor evidencia de observaciones. Desde luego hay poca evidencia“firme” de observaciones de la gran explosión, de la misma manera que es muypoca y fragmentaria la evidencia que tenemos en forma de fósiles para reconstruirel curso de la evolución de la vida en la Tierra, y en el caso de la granexplosión hay mucha menos evidencia. No obstante, los contornos de este cuadrobásico son sustancialmente correctos y la mayoría de los astrónomos y físicosteóricos los han aceptado como el “modelo standard”. Sin duda más investigacióny descubrimientos modificarán, refinarán y hasta cambiarán dramáticamente lateoría de la gran explosión. Pero es improbable que invaliden su esencia.

Nuestro universo nació hace unos 20 billones de años(hay quienes calculan unos 15 billones de años o poco menos). No se sabe de quénació. Tampoco se sabe la cantidad inicial de materia ni sus dimensiones iníciales.Muchos físicos y astrónomos dicen que todo se encontraba en un estado tancomprimido por las inmensas fuerzas gravitatorias que lo mantenían todo junto,que el universo en su conjunto consistía de una singularidad (un punto infinitamentepequeño y sin ninguna dimensión) y que incluso el universo se pudo originar deun vacío despedazado por la gravedad. Según estos análisis, la materia empezó aexistir literalmente de la nada — o sea, de la completa ausencia de lamateria (un vacío total) sobre lo que actuó una fuerza sin existencia corporal(pura gravedad). ¿Será posible? No puede serlo a menos que se le infundan a losconceptos abstractos de vacío (espacio sin materia) y pura gravedad (fuerza sinmateria) los atributos de la sustancia material (la materia). Si estos teóricospostulan verdaderamente conceptos abstractos independientes de la materia, seles presentarán todas las contradicciones del idealismo (el mundo material es,en última instancia, una creación de la conciencia); por ejemplo, si losconceptos de vacío y gravedad, faltos de toda sustancia material, dieron vidaal universo, ¿quién los concibió? ¿Tú? ¿Yo?¿Algún ser supremo? ¿Fueron elproducto de la Idea absoluta suprema? ¿Existió el universo antes dehaber seres humanos para concebir el vacío y la gravedad? Si estos conceptos sonresponsables por la creación del universo de la nada, ¿qué cosa inexistente losconcibió? Es obvio que tales ideas solo generan preguntas más y más absurdas ysin sentido. Ni la conciencia ni los conceptos pueden existir independientementede los órganos del pensamiento (materia consciente) de los cuales son unproducto. Y por la misma razón las ideas abstractas de un vacío total y puragravedad sin materia no pudieron haber creado la materia. Por otra parte, si el“vacío” y la “pura gravedad” se refieren a algo real — material — entonces no tienesentido usar los términos que por definición significan lo contrario. Si seteoriza que el “vacío” y la “pura gravedad” consisten de materia, ¿por qué usartales términos? ¿Por qué no decir que el universo se originó de la materia yponernos a determinar de qué tipo de materia, en qué forma y con qué propiedades?Está claro, sin embargo, que los que proponen este análisis de que“algo sale dela nada” no están jugando con palabras. Cuando dicen que el universo se originóde la nada, lo dicen en serio, Y, como hemos visto, tal proposición no puedetener validez y solo nos lleva a poner en duda la existencia de una realidadindependiente del pensamiento de los seres conscientes y a todos los disparatesque conllevan tales nociones.

No cabe duda de que nuestro universo nació como unaparte del Universo más grande y verdaderamente infinito (en tiempo y enespacio). (Si esto no fuera verdad, ¿qué tipo de universo inexistente, mundoespiritual u otro tipo de abstracción idealista existe “fuera” del universo?)No fue creado de la nada, sino de alguna materia ya existente en una forma quetenía dimensiones definidas (aun si era infinitesimalmente más pequeña quehoy). En un momento dado esta cantidad de materia experimentó un cambiocualitativo extremadamente rápido debido a sus contradicciones inherentes y suinteracción con otra materia que no conocemos hoy día. No sabemos en qué formaexistía tal materia ni cómo ocurrió exactamente la explosión. Con toda certezalas cosas existían en un estado distinto del que conocemos hoy. Sin embargo, detodos modos era una materia real6.

Al principio todo estaba tan caliente y comprimido tandensamente que la materia existía en una forma muy distinta a cualquier cosa quepodamos concebir hasta la fecha7. Alrededor de más o menos un milisegundo despuésde la gran explosión, las cosas comienzan a verse más claramente. En esa fasela materia asume principalmente la forma de radiación electromagnética6. Pocoantes de pasar el primer milisegundo, ya había transcurrido la ÉpocaHadrónica. En este instante brevísimo, los fotones de alta energía(ondículas de radiación electromagnética, en este caso de la misma longitud delos rayos gama) formaron pares de hadrones (partículas pesadas del núcleo delos átomos como los protones y los neutrones y sus respectivas antipartículas,antiprotones, etc.); enseguida casi todos se aniquilaron emitiendo otra vezrayos gama. Sin embargo, en este proceso hubo una pequeña pero crucialasimetría que deja un porcentaje pequeñísimo de protones yneutrones9.

Después del primer milisegundo, comienza la EpocaLeptónica(los leptones son las partículas livianas como los electrones, lospositrones, los neutrinos, etc.). Todo se ha enfriado al punto en que la energíade los fotones de radiación electromagnética está a un nivel suficientemente

 

 

bajo como para que se creen pares de partículas de leptones.En este momento, el universo consiste de una ‘‘sopa’’ supercaliente de fotones,neutrinos (y antineutrinos), electrones y sus antipartículas, positrones, y unapequeñísima cantidad de protones y neutrones que quedaron de la previa EpocaHadrónica. (Sabemos, por medidas del porcentaje actual de partículas nuclearesen comparación a los fotones del universo, que en esos tiempos había un protóno neutrón por cada billón de otros constituyentes). Esta “sopa” eraextremadamente densa (3.8 billones veces más densa que el agua de la Tierra) y extremadamentecaliente (100 billones de grados K) y se expandía rápidamente (cada .02segundos duplicaba su tamaño), mientras que se enfriaba correspondientemente.Estaba tan caliente y densa que todos los fotones, leptones y hadrones sechocaban continuamente y, a excepción de los pocos hadrones, se transformabancontinuamente los unos en los otros. Ninguna partícula ni fotón podía escaparde esta situación. Tan pronto como se alejaba un fotón de otro fotón opartícula, otan pronto como se formaba, chocaba con otra cosa o era aniquilado.De esta manera la radicación no podía penetrar al universo. Un observador novería más que un glóbulo completamente negro y denso que se expandía a un ritmoincreíble y que tenía una tremenda atracción gravitatoria. Era tan opaco ydenso que ni siquiera los neutrinos, que tienen tanta energía y que son tanpequeños que pasan a través de toda la Tierra y chocan con algo poquísimas veces, podíanescapar un estado de constante choque y transformación.

La Epoca Leptónica dura hasta más o menos un minuto después delcomienzo de la gran explosión. Justo después del primer segundo las cosas sehan expandido y enfriado consecutivamente hasta el punto en que los neutrinospueden empezar a comportarse como partículas libres — es decir, no tienen quechocar continuamente con el resto de la sopa primordial. Consiguen“desacoplarse” del resto de la materia y andan por su cuenta a la velocidad dela luz. A la temperatura de 10 billones °K y la densidad de 380.000 veces ladel agua, los pares de electrones y positrones se comienzan a aniquilar másrápidamente de lo que se pueden formar partículas a partir de los fotones. Alos 13 segundos más o menos, este proceso de aniquilación de electrones-positrones está en plena marcha y esas partículas empiezan a desaparecer a todovapor. La energía de este proceso de aniquilación retarda el enfriamiento deluniverso, la temperatura de los neutrinos “desacoplados” es a1 menos igual  que la de los electrones, Los  positrones y los fotones, y tal disparidad aumentaa lo largo del período de aniquilación. En su mayor parte, ese período se acabaa los pocos minutos de su incepción, aunque no termina completamente sino hastadespués de una media hora y pico. Pero justo cuando termina el primer minutocomienza otro proceso dramático: la Nucleosíntesis.

La Nucleosintesis es la formación de lo que serán los núcleos delos átomos. Se sabe que este proceso empieza a una temperatura de más o menosun billón de grados K. La sopa se ha enfriado lo suficiente para el proceso defusión entre los relativamente raros neutrinos y protones para formar núcleossimples de átomos de hidrógeno, helio y sus isótopos .

conpuesto estos protones y combinaciones deprotones-neutrones todavía no constituyen el “núcleo” de nada; todavía noexisten los átomos. Cuando el proceso de nucleosíntesis está en plenodesarrollo, en su mayoría los electrones y los positrones se han aniquilado.Después de 30 minutos más, todos los pares se han aniquilado salvo elporcentaje crucial pero extremadamente pequeño de electrones extra (uno extrapor cada billón de electrones y positrones iniciales). También ha terminado lanucleosíntesis: quedan núcleos de hidrógeno y helio. La temperatura ha bajado aunos 300 millones de grados K y el universo se sigue expandiendo, doblando sutamaño cada hora y cuarto. La gran mayoría del universo consiste de radiación(100 millones de fotones por cada núcleo). Hay más o menos un electrón por cadaprotón. En esta fase, la densidad del universo se debe en gran parte a laradiación electromagnética. Los electrones libres y los fotones chocanconstantemente y ni ellos ni los núcleos pueden viajar más de un instantebrevísimo sin chocar otra vez. Así que el universo es todavía una sopa densa.neblinosa que se expande y se enfría. Asi seguirá, expandiéndose y enfriándosesin dar un importante salto cualitativo en su desarrollo, durante unos 300.000años.

 

En razón de que durante todo período que comenzó justodespués de la incepción de la gran explosión predominó la radiaciónelectromagnética (esta radiación constituye la mayor parte de la densidad deluniverso), se le llama la Epocade la Radiacióno la E pocaDominada por la Radiación. A medida que se sigue expandiendo el universo todose estira, las partículas constituyen un porcentaje cada vez mayor de esadensidad. Esto se debe a que los fotones de energía electromagnética casi notienen masa y pierden energía (de tal manera que se alarga su longitud de onda)a medida que se expande el universo. En proporción, las partículas(cristalizaciones de masa / energía) pierden una cantidad mucho menor de sumasa/ energía a medida que se expande y se enfría e universo. Para cuando semaduran las condiciones para la formación de los átomos por vez primera, la Epoca de a Radicación abrepaso a la EpocaMaterial. Aunque hay muy pocos núcleos en comparación a la cantidad de fotones,contienen más masa energía que todos los fotones. Al ponerse en marcha la Epoca de la Materia se acerca otrodramático punto crítico — un momento que podemos “ver” en la actualidad.

Transcurridos unos 300.000 años desde la Epoca de Nucleosíntesis ycuando el universo se ha enfriado a la temperatura de 3.000 grados K y se haexpandido a un tamaño mil veces menor del de hoy, empiezan a formarse losátomos por primera vez. Este proceso dura hasta que el universo tiene más omenos un millón de años. Es un proceso tan eficaz que solamente un electrón yun núcleo por cada 100.000 átomos no se combinan. La combinación de loselectrones libres con los núcleos para formar átomos de helio e hidrógenoamarra a los electrones que antes interactuaban libremente y libera a losfotones. Estos vuelan y desparraman en todas direcciones y subsecuentementesolo interactúan de vez en cuando. Por primera vez las partículas y la radiaciónse han “desacoplado” y el universo se hace transparente a la radiación. A esemomento, 300 mil años después del comienzo de la Gran Explosión, se le hallamado el comienzo de la “época del desacoplamiento”. Un testigo de la época deldesacoplamiento hubiera visto al glóbulo negro y brumoso del universo anteriorexplotar de repente, en una ráfaga de intensa luz y calor. Hoy “vemos” (o seadetectamos con instrumentos sensibles)  la radiación que nos bombardea de todas lasdirecciones pero con mil veces menos energía y por ende con una longitud deonda característica mil veces más larga. Esa radiación es la radiación demicroonda de fondo de 30 K que mencionamos antes. Es evidencia directa de lagran explosión.

La intensa radiación de la Epoca del Desacoplamiento se ha venido estirandocon la expansión del universo; experimenta algo parecido al desplazamientohacia el rojo Doppler que la luz de las galaxias que se alejan, pero en mayorgrado que las galaxias más lejanas que hemos visto hasta la fecha. Llega de unadistancia de unos 20 billones de años luz y se ha desplazado tanto hacia elrojo que no se registra en el espectro visible sino en las longitudes demicroondas del espectro electromagnético. Estaradiación de fondo es la evidencia de observación más remota que tenemos de losacontecimientos de la infancia del universo. Las antenas que reciben microondasla han medido en todas partes del cielo con muchísima precisión. Debidoa la extrema densidad del universo antes de la Epoca del Desacoplamiento, es muy improbable quepodamos obervar mucho de lo ocurrido antes de ese momento. Cabe la posibilidadde detectar los neutrinos que se desacoplaron inmediatamente después del primersegundo. Los cálculos demuestran que la longitud actual de onda característicade estos neutrinos (como otras partículas subatómicas, los neutrinos exhibenpropiedades similares a ondas), después de perder energía por billones de años,debe corresponder a la de la radiación característica de una temperatura dealrededor de 2° K. Hasta ahora no hemos logrado encontrar estos elusivosneutrinos.

Al cierre de la Epoca del Desacoplamiento, el universo consistía de átomos dehidrógeno y de helio, y de fotones y neutrinos  desacoplados. Todo siguió expandiéndose (a unritmo más lento) y enfriándose. Aquí empezamos toda una nueva fase en laevolución del universo. Las pequeñas uniformidades  en la distribución de los átomos de gassentaron la base para que se juntaran mayores y mayores glóbulos de gas debidoa la acción gravitatoria mutua. Se separaron grandes masas de gas turbulentas yse volvieron más densas, formando los precursores de las galaxias y de loscúmulos de galaxias. Glóbulos menores de gas se juntaron dentro de estasinmensas nubes y cuando tenían suficiente densidad, en su centro empezaronreacciones de fusión y nacieron billones y billones de estrellas. Unos billonesde años después de la Epocadel Desacoplamiento, el universo se parecía mucho más al que vemos hoy. En loscentros de muchas generaciones de estrellas, los átomos de hidrógeno y delhelio se fusionaron para formar todos los elementos que conocemos hoy. Cuandolas estrellas mueren o explotan como supernovas, los elementos que han forjadose distribuyen ampliamente y se entremezclan con el resto de la galaxia a que pertenecen.Estos elementos van a constituir el material de nuevas estrellas y otroscuerpos, entre ellos planetas. Obviamente esta fase es muy compleja, llena dediversidad y en evolución, pero para nuestros propósitos basta esta brevedescripción.

 

Lucha y Saltos

Incluso un examen superficial del intenso drama delineadohasta aquí, revela un proceso de explosiva evolución caracterizada por la luchade contrarios, que bajo ciertas condiciones se transforman los unos en losotros. Por ejemplo, una contradicción básica durante toda esta evolución es laatracción mutua de la materia (gravedad, atracción de cargas contrarias, lasfuerzas fuertes y débiles dentro del átomo) vs. su repulsión (resistencia a lacompresión de partículas, movimiento de partículas, presión de radiación,repulsión de cargas eléctricas iguales, etc.). Cada aspecto provoca al otro yvive en lucha contra él. El equilibrio entre estas dos tendencias contrarias dela materia es temporal y condicional, en tanto que el dominio de un aspecto y elintercambio de estas posiciones es constante. Por un tiempo antes de la granexplosión, la atracción predominaba. Su contrario la superó de una manerarápidamente explosiva. Pero a la vez que se expande el universo, la gravedad leresta velocidad y causa la acumulación de la materia en galaxias, estrellas,etc. A su vez, esta acumulación y concatenación en agregados más y más densosorigina una creciente repulsión en las estrellas y las galaxias. Talcontradicción polifacética juega un papel central en el desarrollo del universoa varios niveles. Otras contradicciones obvias son: la radiaciónelectromagnética vs. las partículas, las partículas vs. las antipartículas, laenergía termal vs. la densidad de la masa/energía, y demás. La lucha de losvarios contrarios diametralmente opuestos pero interdependientes origina todoun proceso de evolución y toda una serie de procesos internos. No son procesosparejos ni ordenados, como el proceso rectilíneo de hacer una torta: primeromezclar la harina y el azúcar, agregar el agua, luego los huevos, batir ycocinar. Además, los resultados de un proceso dado no son predeterminados; hayuna buena dosis de azar — que existe al lado de la necesidad y en su contra. Enotras palabras, el proceso de la evolución del universo se desenvuelve enzigzag, o mejor dicho en espiral, no en línea recta; hay mucho tira y aflóje,vueltas y vaivenes con interacciones complejas y simultáneas. Esta evolucióntipo-espiral ocurre a lo largo de toda una serie de saltos cualitativos en queel orden previo pasa por cambios radicales a gran velocidad (en milisegundos omenos tiempo). Estos saltos cualitativos son el aspecto dinámico esencial de lagran explosión.

 

Incluso los períodos relativamente largos de evoluciónrelativamente lenta y cuantitativa son impulsados por innumerables saltoscualitativos. Por ejemplo, la evolución de una de las muchas billones degalaxias es un asunto sumamente violento y dramático; lo mismo se aplica a laformación y el desarrollo de las estrellas en un nivel se trata de un asuntoterrenal cuya importancia es principalmente cuantitativa otro nivel estárepleto de cambios repentinos, entre ellos el repentino comienzo del proceso defusión de un gas relativamente inerte, colapsos catastróficos, explosiones desupernova (en que una estrella emitirá el equivalente de la energía de unbillón de soles en unas pocas semanas) y mucho más. Todo el tiempo se haobservado chocar y explotar galaxias enteras, e incluso el movimiento y larotación aparentemente lentos de las galaxias normales ocurren a un ritmoincreíble en comparación a lo que se suele ver hoy. En realidad, dada lainmensa escala del universo, éste está cambiando tremendamente rápido. Unastrónomo lo expresó de la siguiente manera: “según los criterios astronómicos,el universo está cambiando muy rápídamente. Cuando sedesarrolló la primera forma de vida en la Tierra, las galaxias externas estaban mucho máscerca a nuestro sistema de la Vía Láctea y la densidad promedio de la materia del universoera alrededor del doble de lo que es hoy. Si éste no parece un cambioespectacular, consideremos que si nos remontamos al pasado el doble de tiempo,el material de todas las otras galaxias estaba encima del nuestro. . .

Consideremos otra vez el cuadro quepinta la teoría de la gran explosión: un instante antes del primer milisegundo,de la radiación se crean los hadrones. Los fotones de radiación creanpares opuestos de partícula/antipartícula. Estos se aniquilan casivirtualmente, pero por casualidad y por razones que todavía no conocemos quedaun pequeño porcentaje de protones y neutrones. Si no hubiera ocurrido así, nadade lo que conocemos hoy existiría: ni átomos ni galaxias. Al mismo tiempo quese desenvuelve el proceso de aniquilación de los hadrones, empiezan a crearsepares de partículas de leptones. A los pocos segundos comienzan a aniquilarseestos pares de partículas de leptones. Mientras tanto comienza lanucleosíntesis. Treinta minutos más tarde acaban los procesos de aniquilaciónde leptones y (le la nucleosíntesis, y, 01ra ve,, por casualidad quedapequeñisimo porcentaje de electrones_electrones que tienen la debida carga yotras propiedades necesarias para unirse con los núcleos a fin de formar algoenteramente nuevo: los átomos. Sin embargo, tal combinación de partículas quezumban, giran y hierven no ocurrirá sino hasta transcurridos 300.000 años. Entodo caso, en cosa de 30 minutos y pico la materia se ha transformado de unestado totalmente desconocido a nuestros ojos

— más caliente y más densa que cualquier cosa que se puedacomparar de manera concebible con algo que conozcamos — a una sopa de inmensascantidades de radiación con todos los bloques constructores potencialesesenciales de los átomos. Al expandirse el universo, de repente llega a ciertopunto en que el aspecto determinante son las partículas en vez de la radiacióny en un instante se levanta la densa neblina. Por primera vez los electroneshan interactuado con los núcleos y se forman los átomos.

Por suerte (por lo menos para nosotros), hay suficientesátomos para comenzar el proceso de formar las galaxias y las estrellas. Esposible que la probabilidad de que esto no hubiera ocurrido fuera mayor, ya quese necesitaban tantas condiciones previas y accidentes favorables. Esta faseconsiste de muchos procesos interpenetrantes y fenómenos diversos, entre ellosla fundición de todos los elementos del helio y del hidrógeno durante unprolongado período y durante varias fases.. El movimiento y la evolución detodos estos átomos y moléculas en una variedad de agregadosproduce todo elpanorama de cuerpos que vemos en el universo. En esa fase nada procede demanera rectilínea ni de una manera predeterminada. Por ejemplo, la formaciónde,. “nuestro” sistema solar siguió un proceso complejo y es muy posible que nohubiera ocurrido (aunque probablemente no es inusual que se formen sistemassolares en nuestra galaxia y en otras galaxias). Y la evolución continúa. Enesta escala de tiempo (solamente seis billones de años), queda poco tiempoantes de morir la Tierray nuestro sistema solar, y antes de que se transformen en otra cosa. Esto, comotodo lo que está por venir, ocurrirá a saltos. Se sabe que el sol empezará ahincharse; luego, de repente se comprimirá, se expandirá Otra vez tragándoselos planetas y se convertirá en una estrella enana blanca rodeada porescombros. Más tarde se extinguirá del todo. En verdad, este cuadro representaun punto de partida radical de la previa era de cosmología gradualistaestática. Las teorías cosmológicas modernas y de la gran explosión tienen muchamás vida y por ende corresponden mucho más a la vida que cualquier cosa que lasprecedió.

Continuará.

*****

Algunos libros para Continuar sus investigaciones:

The FirstThree Minutes, de Steven Weinberg

Einstein ‘s Universe, de Nigel Calder

Violen! Universe, de Niget Calder

 

 

 

 

6 La palabra “materia” tratano solamente de materia en partículas (los átomos, las moléculas, laspartículas subatómicas, etc.) sino también de la radiación electromagnética (laluz, las ondas radiales, los rayos X, los rayos gama, etc.) y cualquier otracosa real que exista en la forma de unidades discretas y/o campos continuos.

En la reconstrucción de laexpansión del universo, algunos científicos estiman que en el llamado tiempo dePlanck (unos meros 10 ala -43 segundos después del comienzo de la gran explosión) toda la materia queahora podemos observar en el universo estaba concentrada en una esfera deltamaño de la punta de una aguja y tenía una densidad de alrededor de 10 a la 90 kilogramos porcentímetro cúbico. Si esto es correcto, es difícil imaginar las extremascondiciones físicas que existían en esos primeros tiempos.

8 Algunas teorías dicen que,además de los fotones de radiación, había quarks y antiquarks (la clase departícula más elemental que conocemos hoy). En varias combinaciones, los quarksforman los hadrones (partículas en el núcleo del átomo). Hasta ahora losfísicos de partículas han identificado seis tipos de quarks.

9 Se ha observado en losaceleradores de partículas que cuando se chocan los fotones de rayos gama dealta energía, a un nivel de energía específico, crean pares de partículas detodo tipo. La clase de pares de partículas depende del nivel de energia de losfotones. Dos fotones de quinientos millones de voltios electrónicos crean unprotón y un antiprotón. Dos fotones de medio millón de voltios electrónicoscrean un electrón y un positrón. Cuando estos pares de partículas /antipartículas chocan, se aniquilan y emiten dos fotones de rayos gama con lamisma energía que los que crearon las partículas en el primer lugar. De hecho,en el ambiente de alta energía que describimos, la creación y la aniquilaciónde particulas es un proceso continuo y ninguna partícula puede existir más deun instante. Hay un constante proceso de transformación de radiación enpartículas y viceversa. Cuando la cosa se enfría, debido a la expansión, y losfotones no tienen suficiente energía como para, en su mayor parte, formar unpar de partícula/antipartícula de un tipo especifico y la mayoría de estospares se aniquilan — únicamente en ese momento pueden existir relativamenteestables e independientes las partículas restantes.

 

 

 

10 El núcleo de hidrógeno esun solo protón libre. El helio y todos los isótopos de hidrógeno contienenneutrones. Cuando un neutrón captura un protón forman el núcleo del deuterio.Con otro neutrón forman tritio. Con otro más, forman el núcleo de helio. En lasopa de la gran explosión hubo un equilibrio de neutrones y protones en razónde 13% de neutrones y 87% de protones. (En realidad, este porcentaje resultó deun proceso en que los neutrones se desintegraron en protones a lo largo de untiempo). Casi todos los neutrones formaron núcleos de helio, ya que en lamayoría de los casos los núcleos de deuterio absorben rápidamente los neutroneslibres para formar el núcleo de tritio, que en general se fusiona rápidamentecon Otro protón para formar el núcleo de helio. Hablando de manera relativa,quedaron muy pocos núcleos de deuterio y los protones libres no reaccionabanpues no quedaban más neutrones libres. Según este cuadro, el porcentaje dehelio en el gas básico del universo debería de ser 22-28% (todo el resto siendohidrógeno). ¡En los experimentos astronómicos se ha determinado que en realidadel porcentaje de helio es 20-30%! Este descubrimiento sirve para confirmar lateoría de la aran explosión.

 

11 esta expresión tan usadaes engañosa y refleja un malentendido común. Oponer “dominado por la materia” a“dominado por la radiación” implica que la radiación no es materia porque noexiste en la misma forma que los átomos y sus partículas constituyentes. Estáclaro que la radiación electromagnética es una forma de materia y, como hemosvisto, puede cuajarse en partículas en las condiciones apropiadas. Laspartículas son agregados de masa/energía y exhiben propiedades de ondasparecidas a las de la luz. Tanto las partículas como la radiación son materia,en diferentes formas y con diferentes propiedades específicas. Quizás unaexpresión más precisa que una época “dominada por la materia” sería “dominadapor las partículas”, pero para evitar la confusión, el presente articulocontinuará usando la primera expresión.

 

 

*****

Nota del autor: Con fines declaridad, en este artículo uso la palabra Universo con U mayúscula para denominaral mundo material infinito — infinito en espacio, tiempo y diversidad — y lapalabra universo con u minúscula para denominar la mayor parte del Universo dela que estamos conscientes en la actualidad y la cual podemos contemplarconcretamente — o sea, hablando prácticamente, toda la materia que fue parte dela gran explosión. Dado que esta materia — ya sea que podemos verla en sutotalidad hoy o no — tiene una larga historia común y una composición básica yleyes de movimiento similares, se le puede llamar realistamente un universoconcreto, finito. Este universo concreto, hay que tener entendido siempre, essolo una parte del Universo verdaderamente infinito e infinitamente cambiante.Todas las citas de otras fuentes aparecen como aparecieron originariamente.

 .

publicado por preguntasimp a las 08:57 · 1 Comentario  ·  Recomendar
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publicado por Nachmar, el 24.08.2009 22:58
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