Brief History of the World (I)

Parte I: Universo

Ingredientes necesarios, relativamente pocos. Energía? Cuerdas? Qué se yo. Algo. Explosión (alias Big Bang). No solo se expande «la materia» adentro del «espacio», si no que se expande el espacio mismo. Inflación (no la de los precios, la de Guth, la de Linde). Fluctuaciones pequeñas de un volumen muy pequeño causalmente conectado, que luego se expande. Fluctuaciones tales que al expandirse al inmenso tamaño del Universo hoy en día hace que haya tanto espacio vacío (vacío?) por un lado y galaxias por el otro. Acá les muestro los estertores, lo que quedó de semejante acontecimiento:

Radiación Cósmica de Fondo

Qué es eso, se preguntarán? Es la radiación «residual» del proceso. No es igual en todas partes, como verán. Y esas diferencias, como dije antes, son las que resultan en el Universo que vemos hoy.

Al principio, mucha energía, mucho calor. El Universo se expande, se enfría, y lo que antes tenía la suficiente energía para moverse rápido («rápido» es muy rápido), ahora no la tiene. Cosas que podían escaparse una de las otras aunque antes se atrayeran, ahora ya no pueden. Se encuentran un protón y un electrón, qué queda? pues el primer átomo de hidrógeno. El primer átomo, para el caso.

Un simple átomo.

Qué sencillo, no? Un átomo. Pero y ese protón? es un puntito azul que va por la vida llevando a cuestas una carga positiva? No. Es 3 quarks. Libertad asintótica. Y esos quarks? Bueno, en principio son tan fundamentales como el electrón. Al menos hoy. Pero sigue pareciendo sencillo ese átomo no?.

Pero hay muchos. Se forman miles. Miles de millones. Miles de millones de miles de millones de billones (bueno, por ahí exagero… o por ahí no). Se forman cúmulos, nubes de hidrógeno. Se condensan, y voilà. Say hello to a newborn galaxy. Sí señor, en realidad todavía no le cabe el rótulo. Pero así es, se imagina la atracción gravitatoria que un átomo puede ejercer sobre otro? tiene ganas de calcularlo? Pero el tiempo que tiene el Universo es mucho, así que varios átomos se vay atrayendo. mientras eso sucede, dependiendo de la disposición inicial y de chiquicientos factores más, esos cúmulos adoptan distintas conformaciones. Giran. O no. O hacen cualquier cosa. Y sí, al principio son hidrógeno, helio, y la spooky materia oscura. Polvo, gas, whatever.

Tu galaxia

Cuando se van aglutinando pasa de todo. Algunos átomos se juntan tanto que… se siguen juntando porque cada vez se atraen más. Y empiezan las reacciones de fusión nuclear. Se juntan núcleos de átomos con otros núcleos de átomos y se van formando otros átomos, más pesados. Helio, por ejemplo. Así no más? Por un lado es mucho más complejo, pero por el otro es así de sencillo. Los átomos se van formando porque se van fusionando núcleos de átomos y forman los de átomos más pesados. Pero estos a su vez pueden descomponerse (no necesariamente en los mismos que se juntaron para formarse) y entonces se forman otros nuevos.

A veces el tamaño de lo que se va nucleando no es lo suficientemente grande como para durar por mucho tiempo (el «mucho tiempo» es relativo). Se enfría relativamente «rápido». Voilà, tu primer «planeta». Y si dura mucho tiempo más? si es mucho más grande? Siguen produciéndose reacciones nucleares, donde los núcleos de átomos más livianos se unen para dar átomos más pesados. Y en general lo más pesado que se forma es hierro. En el núcleo de estos cuerpos, se llega a formar mientras que más afuera siguen produciéndose las reacciones, liberándose muchísima energía en muchas formas, pero una de ellas es radiativa. Voilà, su primera estrella. Que por fusionarse sus núcleos en reacciones increíblemente violentas y muy pero muy exotérmicas (liberan mucha energía) emiten radiación electromagnética, que comprende, entre otras cosas, a la luz

En el medio, su ya conocida luz.

Ve la imagen? a la izquierda, otro tipo de radiaciones. Que usted no puede ver. Pero la infrarroja («por debajo del rojo») por ejemplo, usted la siente como calor. Y más allá, la de microondas (que usted usa para calentar comida) y aun más allá, las de radio. Sí, como las que capta para escuchar en su aparatito diminuto. A la derecha las de mas energía, ultravioleta («más allá del violeta»), rayos X y demás. Los colores (y todas las demás radiaciones) se clasifican por la frecuencia que tiene que ver con cuántas veces por segundo oscila esa ondita que usted ve ahí. Si algo oscila (o «vibra») muy rápido, tiene mucha energía, como por ejemplo, los rayos gamma. Si algo oscila poco, tiene una frecuencia baja y poca energía, como la radiación de microondas. Y sabe qué? Como las estrellas pierden energía con el tiempo, al principio las reacciones que tienen lugar dan mucha energía y las vemos azul (bah, usted desde su casa no puede ver ninguna, así que le muestro un par).

Hola, somos las Pléyades. Jóvenes y azules.

A su vez, por el color (y por lo tanto la energía) se puede estimar qué temperatura hay en la superficie de esa estrella. Cuánto que aprendió hasta acá, no? Y así una estrella joven es azúl, una medio medio es amarilla, y mientras más vieja, más roja. Nuestro sol está «amarillo anaranjado», o sea que está por la mitad de su vida más o menos. Las estrellas no evolucionan todas igual, depende principalmente de la masa que tienen. Algunas se apagan rápido y como dije antes se forman planetas. En otros casos siguen, y pueden pasar por distintas fases con nombres como «gigante roja» (nuestro Sol va para allá), «enana blanca», y demás cosas. Entreténgase:

La «Secuencia Principal» y sus derivados.

Básicamente así se clasifican las estrellas. Creo que en algún post muy viejo puse que el Sol era de clase espectral G. Y puse que si querían saber qué era eso, que preguntaran. Nadie preguntó, pero acá está nontheless. Y ya que estoy con tantos dibujitos, les muestro qué va a pasar con el Sol:

De dónde viene y a dónde va.

También como ya dije en algún post, cuando sea gigante roja va a ser tan pero tan grande que incluso va a englobar a la Tierra. Y la va a hacer puré.

Así que como les dije antes, casi todo depende de la masa. Poca masa, se apaga rápido. Masa mediana (aunque en realidad es poca) puede salir algo como nuestro Sol. Y dependiendo de eso el tamaño que pueden llegar a tener y qué pasa después. Si son lo suficientemente grandes para llegar a ser una supernova, entonces la gravedad tan intensa que se produzca en la estrella va a hacer que colapse para luego «»»»»»»rebotar»»»»»» contra su núcleo. Eso produce una explosión increíblemente potente (eso es la «explosión» de una supernova) y además la energía suficiente para la nucleosíntesis de los materiales más pesados que el hierro, como la plata, el oro y demás. (poque la tabla periódica no termina en el hierro, my friend).

Miren qué Bonito. Háganme click y me agrando.

Entonces ya sabemos mucho más. Ya sabemos básicamente cómo se genera la diversidad de materia en el universo (dejamos de lado la materia oscura). Y simplemente para seguir y seguir con las figuritas, así quedaría una estrella antes de hacer cosas locas:

"That's all folks!". Espero se entienda el chiste.

Así que más o menos ahí tienen distribuido como sería más o menos la cuestión. Si la estrella es muy pero muy masiva, entonces no «explota», si no que sigue colapsando, y empiezan a ocurrir otras cosas. Se forman estrellas de neutrones como si (y hago énfasis en el «como si») los electrones que dan vuelta al rededor de los protones «colapsaran» y se formara un neutrón (ah! porque además de protones y electrones, también hay neutrones, de carga neutra, en el núcleo, junto a los protones!). Ahora sería un buen momento para hablar de las otras fuerzas fundamentales — pausa, pausa… ¿fuerzas fundamentales? Bueno, de una ya le hablé. Es la gravedad. Y las otras? el electromagnetismo (por ahí ya le suena raro que «electricidad» y «magnetismo» estén juntas pero bueno… es lo que hay… son dos caras de lo mismo), la fuerza nuclear débil y la fuerza nuclear fuerte. Y podría seguir un poco más, pero estas dos últimas digamos que de alguna manera son responsables, de distinta forma, de la integridad del núcleo (sí, por lo menos quédese tranquilo si alguna vez se preguntó cómo es que en un núcleo que es algo tan tan tan tan chiquito pueden convivir tantas cargas positivas juntas sin salir volando… que hay una explicación… ahora está tranquilo, no? antes no podía dormir, verdad?). Pero bueno, la cuestión es que con la suficiente masa, la gravedad le gana a todo lo demás… o algo así. Y si hay mucha masa, y por lo tanto mucha gravedad, todo puede colapsar a un punto «infinitamente denso». Por qué? porque tengo mucha masa. Se atrae, y por lo tanto se contrae. Pero ahora están más cerca las partículas! y la gravedad entre dos partículas que se acercan es cada vez mayor. Pero tengo muchas muchas partículas. Y se atraen cada vez más. Ya no hay ni principio de exclusión ni otra fuerza ni nada que pueda hacer nada. Nada escapa, ni siquiera la luz. En realidad, se está deformando el espacio-tiempo de una manera brutal, y aparece un «horizonte de sucesos». Todo lo que esté a una distancia menor que ese horizonte, ya no puede escapar, ni siquiera la luz. Y qué tengo? Voilà, tengo un agujero negro.

Una representación de un agujero negro.

Como que le falta emoción a esa representación. No quieren una con más pompa? Bueno.

Este parece más groso!

Sí! Mucho más power. La cuestión es que la curvatura del espacio-tiempo es enorme. Epa. espacio-tiempo? no eran «espacio y tiempo»? Son lo mismo? Curvatura? No es que la manzana se le cayó en la cabeza porque la tierra «atrae» a la manzana? qué es eso de curvatura? Ja!

Y esto con qué se come?

Bueno. Ahí la tienen. La relación entre la presencia de materia/energía (cómo??? ahora resulta que materia y energía son lo mismo?? Bueno, usted siempre lo supo, aunque no se de cuenta, porque no me va a hacer creer que no conoce la ecuación E=mc² donde E es energía, m es la masa en reposo y c es la velocidad de la luz en el vacío) y la curvatura del espacio-tiempo. Esta ecuación se la debemos a Einstein, y básicamente es el sustento de la relatividad general. Big stuff.

Ah, y for the sake of completeness… si eso es la gravedad, qué pasó con las otras 3? bueno, la gravedad se lleva bien con Einstein. Las otras 3 se llevan bien con la física cuántica, y todavía no se las pudo integrar a las 4 en una sola teoría. Pero las otras 3 están bastante bien descriptas en lo que se conoce como «Modelo Standard» (que, bueno, no deja a la gravedad totalmente afuera… pero es un tema largo):

También me agrando si me hacés click.

Hoy por hoy la papa dentro del Modelo Standard está en encontrar (si existe) el Bosón de Higgs

Bueno. Ya saben muchisisisisisísimo más. Ya hasta saben qué es un agujero negro. O más o menos. Pero saben. Saben algo más? Es muy divertido que llegué hasta acá sin mencionar la palabra «molécula». ¿Qué es una molécula?. Y, definiciones de libro hay. Pero podríamos arrancar con algo muy light diciendo «son átomos unidos por enlaces covalentes». Eh? qué es eso? Por lo menos eso les dice que hay más formas para unirse, si no simplemente habría dicho «son átomos unidos». Pero no, además de «covalentes» (que de por sí son un «modelo» ese tipo de uniones) hay otras. Más allá de cuántos tipos de uniones haya, lo importante es que los átomos no son unos locos bárbaros que dan vueltas por la vida. Pueden estar con otros átomos. Una forma común de permanecer juntos es compartir electrones. El átomo de oxígeno, por ejemplo, tiene 16 protones. En principio, como la materia es eléctricamente neutra, posee también 16 electrones (los protones son positivos, y los electrones negativos). Pero los electrones no se acomodan de cualquier forma alrededor de un núcleo, si no que forman orbitales atómicos, que vienen a ser zonas donde hay «mayor probabilidad» de encontrar un electrón. Los orbitales de dos átomos pueden «combinarse» para dar orbitales moleculares, compartiendo así electrones.

Les muestro una molécula que va a ser importantísima para la próxima parte:

La conocés

Las moléculas poseen propiedades que son dependientes de los átomos que las conforman. Por ejemplo, los átomos de hidrógeno son muy chicos, los de oxígeno más grandes, y hay densidades de carga distintas sobre cada tipo de átomo, los hidrógenos con una densidad más positiva porque el único electrón que tienen está «mas atraído» por el oxígeno (porque tiene más protones en el núcleo), y al mismo tiempo el oxígeno tiene una densidad de carga negativa. Eso (y otras cosas) le confieren al agua las propiedades particulares del agua. Y así con todo. Con la glucosa. Con un neurotransmisor. Con nitrógeno gaseoso. Igual, no se queden con la idea es es lo único que pueden hacer los átomos. Por ejemplo, la sal que usan para ponerle a las papas fritas, en principio no es una molécula, es un cristal iónico. Qué es un ión? es un átomo que gana o pierde electrones! si alguien pierde electrones y otro gana electrones, alguien está cargado positivo y otro negativo, entonces se atraen electrostáticamente! (que es distinto a «»»»»»compartir»»»»»» electrones). Y no digo que esto sea «todo». Hay más cosas, pero bueno.

Por último, porque me pareció lindo, comparto esto

Para la próxima, Parte II: Vida.

Es un esfuerzo escribir estas entradas. Lleva tiempo, pero lo hago con mucho placer. Espero que disfruten estra trilogía recién estrenada.