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Reimpresión2 011 Rústica / Refine 13.7 x 21 cm / 472 pp / Lomo2 cm/ Interiores papel cultural 90 grs / Diseño: Paola Álvarez Baldit Collage elaborado con imágenes de iStock de Getty Images / AlexRaths, Stevo24, Linda Hall

Toda historia tiene un inicio. Se puede decir

que La Ciencia para Todos, la colección de divulgación científica

del Fondo de Cultura Económica, comenzó como el universo:

con una gran explosión de obras, autores y lectores que a lo largo

del tiempo la han ido diversificando y hecho crecer hasta

convertirla en la más extensa y exitosa en lengua española.

En este volumen, que festeja la publicación de 250 títulos,

se han compilado 25 fragmentos de la colección con un tema

en común: el origen. El primer instante, el comienzo de la vida,

el surgimiento del ser humano y el nacimiento de la conciencia,

así como el origen de la ciencia misma, son algunas de las cuestiones

fundamentales que los investigadores han tratado de resolver

y que ahora comparten en esta antología con la intención

de sembrar en el lector una semilla de curiosidad científica.

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El origen de la ciencia

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EL ORIGEN DE LA CIENCIA

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La Ciencia para Todos

En 1984 el Fondo de Cultura Económica concibió el proyecto editorial La Ciencia desde México con el propósito de divulgar el conocimiento científi co en español a través de libros breves, con carácter introductorio y un lenguaje claro, accesible y ame-no; el objetivo era despertar el interés en la ciencia en un público amplio y, en especial, entre los jóvenes.

Los primeros títulos aparecieron en 1986, y si en un princi-pio la colección se conformó por obras que daban a conocer los trabajos de investigación de científi cos radicados en México, diez años más tarde la convocatoria se amplió a todos los países hispanoamericanos y cambió su nombre por el de La Ciencia para Todos.

Con el desarrollo de la colección, el Fondo de Cultura Eco-nómica estableció dos certámenes: el concurso de lectoescri-tura “Leamos La Ciencia para Todos”, que busca promover la lectura de la colección y el surgimiento de vocaciones entre los estudiantes de educación media, y el Premio Internacional de Divulgación de la Ciencia Ruy Pérez Tamayo, cuyo propósito es incentivar la producción de textos de científi cos, periodistas, divulgadores y escritores en general cuyos títulos puedan in-corporarse al catálogo de la colección.

Hoy, La Ciencia para Todos y los dos concursos bienales se mantienen y aun buscan crecer, renovarse y actualizarse, con un objetivo aún más ambicioso: hacer de la ciencia parte funda-mental de la cultura general de los pueblos hispanoamericanos.


Comité de selección de obras

Dr. Antonio AlonsoDr. Francisco Bolívar ZapataDr. Javier BrachoDr. Juan Luis CifuentesDra. Rosalinda ContrerasDra. Julieta FierroDr. Jorge Flores ValdésDr. Juan Ramón de la FuenteDr. Leopoldo García-Colín Scherer (†)Dr. Adolfo Guzmán ArenasDr. Gonzalo Halfft erDr. Jaime MartuscelliDra. Isaura MezaDr. José Luis Morán LópezDr. Héctor Nava JaimesDr. Manuel PeimbertDr. José Antonio de la PeñaDr. Ruy Pérez TamayoDr. Julio Rubio OcaDr. José SarukhánDr. Guillermo SoberónDr. Elías Trabulse


EL ORIGEN DE LA CIENCIAUna antología de

La Ciencia para Todos

PresentaciónJorge Flores Valdés

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ciencia/250para todos


Primera edición, 2017

El origen de la ciencia. Una antología de La Ciencia para Todos / present. de Jorge Flores. — México : FCE, SEP, Conacyt, 2017

469 p. : ilus ; 21 × 14 cm — (Colec. La Ciencia para Todos ; 250)ISBN 978-607-16-5312-3

1. Ciencia — Estudio y enseñanza 2. Ciencia — Estudio — Antología 3. Ciencia — México — Divulgación 4. Divulgación científi ca I. Flores, Jorge, present. II. Ser. III. t.

LC Q225 Dewey 508.2 C569 V. 250

La Ciencia para Todos es proyecto y propiedad del Fondo de Cultura Económica, al que pertenecen también sus derechos. Se publica con los auspicios de la Secretaría de Educación Pública y del Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología.

Diseño de portada: Paola Álvarez BalditImagen de portada: collage elaborado con imágenes de iStock de Getty Images / AlexRaths, Stevo24, Linda Hall

D. R. © 2017, Fondo de Cultura EconómicaCarretera Picacho-Ajusco, 227; 14738 Ciudad de Méxicowww.fondodeculturaeconomica.comComentarios: [email protected]. (55) 5227-4672

Se prohíbe la reproducción total o parcial de esta obra, sea cual fuere el medio, sin la anuencia por escrito del titular de los derechos.


Primera edición electrónica, 2017

Hecho en México • Made in Mexico

ISBN 978-607-16-5312-3 (rústica)ISBN 978-607-16-5398-7 (PDF)

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ÍNDICE

Presentación . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9Nota del editor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11

I. El universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13 II. Las estrellas y los planetas . . . . . . . . . . . . . 30 III. La luz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51 IV. La química del universo . . . . . . . . . . . . . . 76 V. Los océanos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93 VI. Los continentes y su relieve . . . . . . . . . . . . 101 VII. Los sismos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115 VIII. La vida en la Tierra . . . . . . . . . . . . . . . . . 138 IX. La variación genética en los seres vivos . . . . . 154 X. El hombre moderno . . . . . . . . . . . . . . . . 171 XI. La conciencia mítica . . . . . . . . . . . . . . . . 191 XII. La idea del tiempo . . . . . . . . . . . . . . . . . 204 XIII. El estudio de los océanos . . . . . . . . . . . . . . 222 XIV. El telescopio de Galileo . . . . . . . . . . . . . . 242 XV. La matematización de las ciencias . . . . . . . . 255 XVI. Los números . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 273 XVII. Los calendarios . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 285 XVIII. La química como ciencia . . . . . . . . . . . . . . 301 XIX. La gran ciencia y el lhc . . . . . . . . . . . . . . 322 XX. La ingeniería . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 346


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XXI. La electrónica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 364 XXII. La radiología . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 378 XXIII. La medicina científi ca . . . . . . . . . . . . . . . 400 XXIV. El cáncer y el medio ambiente . . . . . . . . . . . 421 XXV. La crisis ambiental . . . . . . . . . . . . . . . . . 440

250 obras de La Ciencia para Todos . . . . . . . . . . . . 459


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PRESENTACIÓN

Cuando aparecieron, en septiembre de 1986, los primeros tres títulos de la colección La Ciencia desde México, ninguno de los miembros fundadores del primer Comité Editorial pensába-mos llegar al libro número 250. En aquellas épocas soñábamos con publicar un libro cada mes. No logramos el propósito, aun-que nos acercamos a él. En efecto, desde aquel septiembre han transcurrido 372 meses, por lo que hemos publicado 250/372 = 0.67 libros cada mes. En todo caso, la colección ha sido un éxito, se han vendido más de seis millones de ejemplares y en varios años representó un alto porcentaje de los ingresos del Fondo de Cultura Económica.

Después de que se publicó el título número 157, la colección cambió su nombre y desde entonces se llama La Ciencia para Todos. Tuvimos varias razones para esa evolución. Los volú-menes circulaban en muchos países y buscábamos que autores que no trabajaran en México publicaran también en nuestra colección.

Para complementar estas acciones, y para fomentar la lec-tura y la escritura de textos de contenido científi co, el Consejo Nacional de Ciencia y Tecnología apoyó al Fondo de Cultura Económica convocando a los concursos Leamos la Ciencia para Todos. Hasta ahora se han organizado 14 de estos concursos, en los que han participado cientos de miles de niños y jóvenes


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escribiendo una reseña sobre alguno de los libros y, ahora, pro-duciendo también un video.

Los temas que se han tratado en este proyecto de divulga-ción de la ciencia son muy variados, como puede verse en esta antología. Desde el origen del universo y la vida en la Tierra hasta la crisis ambiental se discutieron en alguno de los libros. Es posible que esta colección sea, ni más ni menos, la serie de divulgación de la ciencia más vasta en la historia de la cultura científi ca en Iberoamérica.

Jorge Flores Valdés


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NOTA DEL EDITOR

La Ciencia para Todos alcanza con esta obra su publicación nú-mero 250, cifra que además de mostrar la enorme relevancia edi-torial y cultural que tiene la divulgación científi ca, confi rma el éxito que la colección ha tenido tanto entre sus lectores como entre sus autores.

Para celebrar este acontecimiento, el Fondo de Cultura Eco-nómica ha querido reunir en el presente volumen una muestra signifi cativa de la colección, donde se resalta una de sus más grandes virtudes: la diversidad. En estas páginas el lector en-contrará fragmentos de obras publicadas originalmente en 1986 —año del surgimiento de la colección— y otras aparecidas a lo largo de ya 30 años; títulos de sus 11 áreas temáticas que abor-dan lo mismo temas de ciencia básica que problemáticas de ac-tualidad; libros cuya estrategia de divulgación se basa en una exposición histórica y monográfi ca del tema o que, incluso, pre-sentan el conocimiento científi co a través de un relato, a veces fi ccional; textos que se apoyan en fi guras, cuadros, resúmenes o en un aparato crítico. Entre la variedad de temas y de enfoques, sin embargo, se pueden descubrir vínculos que dejan entrever la unidad de la colección y de la investigación científi ca.

En esta primera antología de La Ciencia para Todos se ha elegido como eje transversal la cuestión del origen: el origen del universo, de los elementos químicos, de la vida en la Tierra y


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del ser humano, pero también el origen de la ciencia misma como forma de conocimiento y vía de acción para resolver problemá-ticas tan urgentes como la crisis ambiental y tan cercanas a las personas como el cáncer.

El origen de la ciencia es, pues, una invitación a iniciarse en el pensamiento científi co y a continuar con la lectura de cada una de las 250 obras que al día de hoy componen La Ciencia para Todos.

Heriberto Sánchez


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I. El universo

Shahen Hacyan*

¿De dónde salió el universo?

El primer problema al que nos enfrentamos es el de saber si nuestras teorías físicas pueden describir el momento mismo de su nacimiento. ¿Acaso tiene sentido hablar del principio del tiem-po, o considerar densidades y temperaturas infi nitas? Hay que te-ner en cuenta que la relatividad general deja de ser válida a es-cala del mundo de Planck. Es obvio, entonces, que la teoría de la Gran Explosión es incapaz de describir el universo cuando te-nía menos de 10-44 segundos de existencia, que es el tiempo de Planck. Pero esta limitación es extremadamente generosa y no todos los físicos pueden resistir la tentación de elaborar teorías sobre el universo cuando su edad apenas excedía el tiempo de Planck.

Lo que vamos a exponer en el presente capítulo podrá pa-recer terriblemente especulativo, pero —y esto es lo fundamen-tal— está basado en extrapolaciones, temerarias pero válidas, de leyes bien establecidas de la física.

Sean o no válidos para tiempos muy pequeños, los modelos teóricos de Friedmann predicen que, en el principio mismo del tiempo, la densidad del universo era infi nita. A un estado así los físicos lo llaman singularidad; esto únicamente implica que nin-guna ley física puede describirlo: más que un concepto físico, la

* Fragmento del libro El descubrimiento del universo, 4ª ed., fce, México, 2011, pp. 96-113 (La Ciencia para Todos, 6).


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singularidad es un reconocimiento de nuestra completa ignoran-cia. Empero, podemos soslayar el problema de la singularidad en forma decorosa si invocamos la invalidez de la relati vi dad gene-ral para tiempos menores que el tiempo de Planck: no estamos obligados a describir lo que queda fuera del campo de la física.

Sin embargo, queda la posibilidad de que el universo, en lugar de nacer de una singularidad, haya tenido inicios más ac-cesibles al entendimiento. De hecho, el “estado inicial” del uni-verso pudo ser extremadamente simple: tan simple como un espacio totalmente vacío. Si ése fue el caso, ¡la materia surgió en algún momento de la nada!; y, cierto tiempo después de esta creación ex nihilo —tiempo no mucho mayor que el de Planck—, las condiciones físicas del universo llegaron a ser como las su-puestas por Friedmann; sólo en ese momento se inició la expan-sión que conocemos.

Por extraño que parezca, nuestro universo pudo surgir de un espacio vacío y eterno sin violar las leyes de la física: éstas sólo requieren que se conserven ciertas cantidades, como la carga eléctrica, la energía total y el exceso (o defecto) de partículas so-bre antipartículas. Si el universo surgió de la nada, su carga eléc-trica y su energía total deben haber sido nulas, y el número de partículas igual al de antipartículas, tanto ahora como en el prin-cipio, pues ésas eran las condiciones del vacío primordial; vea-mos si eso es plausible.

La carga eléctrica total del universo es nula, según lo indi-can todas las observaciones astronómicas. La carga del electrón es exactamente la misma en magnitud, pero de signo contrario, que la del protón, y todo indica que el número de protones y elec-trones en el universo es idéntico.

La energía total del universo bien podría ser nula. En efec-to, la energía puede ser tanto positiva como negativa. En un cuerpo cualquiera, la mayor parte de la energía se encuentra en forma de masa según la fórmula de Einstein E = mc2; esta ener-gía es positiva. Por otra parte, la energía gravitacional es negativa, lo cual signifi ca simplemente que hay que impartirle energía a


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un cuerpo para alejarlo de otro que lo atrae gravitacionalmente. Ahora bien, existe una curiosa relación entre la energía en for-ma de masa de un cuerpo cualquiera y su energía gravitacio-nal debida a la atracción de toda la materia dentro del universo visible: las dos energías tienen magnitudes comparables (den-tro de las incertidumbres inevitables) pero son de signo contra-rio, por lo que resulta factible que se cancelen mutuamente. Así, la energía total del universo podría ser nula, y la energía en forma de masa estaría compensada exactamente por la energía gravitacional.

Por último, ¿pudo nacer el universo con la misma cantidad de materia y antimateria? Las partículas y antipartículas pueden coexistir a muy altas temperaturas; en el siguiente capítulo vere-mos con más detalle que ésa era la situación durante los primeros segundos del universo, cuando había casi la misma cantidad de materia y antimateria. Al bajar la temperatura, las partículas y antipartículas se aniquilaron mutuamente y sólo sobrevivió un pequeño excedente de materia. La física moderna tiene una ex-plicación del origen de ese excedente: hace algunos años los fí-sicos encontraron pruebas experimentales de que existe una pequeñísima asimetría entre el comportamiento de las partícu-las y el de las antipartículas. Esa ligera asimetría pudo causar que, en los primeros instantes del universo, se formara un poco más de materia que de antimateria.

¿Qué hizo surgir al universo de la nada? Los partidarios de la creación ex nihilo tienen una respuesta basada en la física mo-derna. Según la mecánica cuántica, el vacío no está realmente vacío sino repleto de partículas y antipartículas, llamadas “vir-tuales”, que se crean y se destruyen azarosamente; en una re-gión microscópica pueden surgir súbitamente un electrón y un positrón, que se aniquilan casi inmediatamente en un tiempo demasiado corto para que puedan ser detectados; un proceso así se llama fl uctuación cuántica. Para los lectores incrédulos, se-ñalamos que no todos los físicos aceptan la existencia de fl uc-tuaciones cuánticas, aunque todos admiten que el concepto de


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vacío presenta, a la luz de la física moderna, una serie de pro-blemas formidables que aún estamos lejos de entender. Sea lo que fuere, si se admiten las ideas anteriores, bien podría ser que el universo mismo haya sido una fl uctuación cuántica del va-cío. ¿Y cómo se generó tal cantidad de materia y antimateria? A esto los partidarios de la creación ex nihilo contestan que, des-pués de todo, se dispuso de un tiempo infi nito para que, alguna vez, se produjera una fl uctuación cuántica de la magnitud del universo. Si la probabilidad de un evento es extremadamente pequeña, pero no cero, tendrá que suceder alguna vez si se dis-pone de tiempo sufi ciente. A la pregunta: ¿por qué nació el uni-verso con las propiedades que le conocemos?, se contesta fácil-mente: de haber nacido otro tipo de universo, no existiríamos nosotros para nombrarlo. Y ya para terminar, podríamos pre-guntarnos si tiene sentido el concepto de un espacio vacío, des-provisto de toda materia, pero en el cual estén dadas las leyes de la física. Esta pregunta desborda el campo de la física y nos lleva de lleno a la metafísica y al misticismo.

Espacio

Expansión

Compresión

Tiempo

Hoy

Figura i.1. El factor de escala en el universo cíclico.


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¿Nació el universo del vacío, o de una singularidad escondi da en el mundo inescrutable de Planck? Es curioso que el concepto de la Creación a partir de la nada o de un estado indes criptible (el “caos primordial”) haya atraído como lo ha hecho la imagi-nación humana (¿se trata acaso de un arquetipo junguiano?).

Queda aún otra posibilidad para la Creación. Según los cálcu-los de Friedmann, si la densidad de masa del universo excede cierto valor, la expansión cósmica se detendrá en algún momen-to y se iniciará una contracción. Eventualmente, toda la mate-ria del universo volverá a comprimirse —en otra singularidad, quizás— como en los inicios de la Gran Explosión. Si tal es el destino del universo, podemos concebir que la contracción ter-minará en una Gran Compresión a la que seguirá otra Gran Ex-plosión, y así sucesivamente (fi gura i.1). Un número inconmen-surable de ciclos se sucederá eternamente, como en la cosmología védica.

El universo inflacionario

La mayoría de los cosmólogos modernos piensa que, indepen-dientemente de su origen, el universo empezó a expandirse en algún momento tal como lo predice la teoría de la Gran Explo-sión. Cuando el universo tenía menos de 10-35 segundos (108 veces el tiempo de Planck), las partículas que lo componían poseían tanta energía que las interacciones fuertes, electromagnéticas y débiles eran indistinguibles entre sí. A los 10-35 segundos, la tem-peratura del universo era de unos 1028 K; si hemos de creer en las teorías de la Gran Unifi cación, fue en ese momento cuando las interacciones fuertes se desligaron de las electromagnéticas y dé-biles. Hace algunos años se descubrió que dichas teorías pre-decían un curioso e interesante efecto: la separación de las interac-ciones fuertes de las otras inter acciones debió ser un proceso extremadamente explosivo de la materia, en el que se liberaron cantidades colosales de energía. La consecuencia más importante fue que, a los 10-35 segundos, el universo se expandió muchísimo


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más rápidamente que lo que se esperaría según el modelo de Friedmann: en menos de 10-33 segundos, la distancia entre dos puntos materiales aumentó por un factor de 1028 o más. Éste es el modelo del universo infl acionario (fi gura i.2).

Este modelo se ha vuelto muy popular porque resuelve de un golpe varios problemas de la cosmología. En primer lugar, explica por qué el universo es homogéneo en todas las direc-ciones, aun en regiones que nunca tuvieron tiempo de infl uirse entre sí. Si el universo sufrió una infl ación violenta, la materia que estaba inicialmente en contacto fue arrojada en todas di-recciones con velocidades cercanas a la de la luz —y muy supe-riores a la velocidad de expansión predicha por los modelos de Friedmann—; en esta forma, regiones del universo que vemos en direcciones diametralmente opuestas estuvieron en contacto cuando se iniciaba la expansión cósmica.

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Modelo deFriedmann

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Infla

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Espacio

10–35 segundos

Figura i.2. Evolución del factor escala según el modelo del universo infl acionario.


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Otro problema es el de la densidad del universo; en princi-pio, ésta podría tener cualquier valor, pero, curiosamente, la densidad observada no difi ere lo sufi ciente de la densidad críti-ca para poder decidir, por lo menos hasta ahora, si el universo es abierto o cerrado. El modelo infl acionario predice que la densidad del universo debe ser justo la crítica, lo cual es com-patible con las observaciones astronómicas.

En algún momento la infl ación debió detenerse (ésta es la parte más oscura de la teoría) y dar lugar a una expansión como la predicha por Friedmann. La evolución posterior del universo fue más apacible; así, por ejemplo, a los 10-12 segundos la tem-peratura había bajado a 1016 K y fue en ese momento cuando también se separaron las interacciones débiles de las electro-magnéticas; este proceso no fue tan catastrófi co como el que cau-só la infl ación. Con el paso de los microsegundos el universo fue evolucionando; con ello, la parte especulativa de la teoría va disminuyendo.

El concepto del universo infl acionario está basado en cier-tas teorías de partículas elementales que aún no han sido con-fi rmadas plenamente, pero la idea es muy interesante y ofrece la posibilidad de investigar las épocas más remotas del univer-so. Veremos más adelante que las teorías mencionadas ofrecen la posibilidad de entender el origen de las galaxias.

Los primeros tres minutos

El diámetro del Aleph sería de dos o tres centímetros, pero el espacio cósmico estaba ahí, sin disminución de tamaño. Jorge Luis Borges, “El Aleph”

Después de la infl ación —si realmente ocurrió— prosiguió la expansión cósmica, de acuerdo con la teoría de la Gran Ex-plosión. Debido a sus altísimas temperaturas, el universo debió ser inicialmente una “sopa” de quarks y antiquarks, electrones,


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positrones, neutrinos, antineutrinos, etc., que se creaban y ani-quilaban continuamente. Un millonésimo de segundo después de la Gran Explosión, la temperatura del universo había bajado unos 1013 K; se cree que a esas temperaturas los quarks y anti-quarks pueden combinarse para formar las partículas elemen-tales como el protón, el neutrón y muchas más, incluyendo sus antipartículas. Vamos a seguir la evolución del universo a partir de ese momento.

Después de un millonésimo de segundo, a una temperatura inferior a 1013 K, los protones y los neutrones ya no pudie-ron coexistir con sus respectivas antipartículas y se aniquilaron mutuamente, transformando toda su masa en energía en forma de fotones. Afortunadamente existía un ligerísimo exceso de materia sobre antimateria que sobrevivió por no tener una con-traparte con la cual aniquilarse (en un capítulo de El descubri-miento del universo señalamos un posible origen de este exce-so): la materia actual es el residuo de lo que quedó en aquella época. Se ha calculado que por cada gramo que sobrevivió tu-vieron que aniquilarse cantidades del orden de 1 000 toneladas de materia y antimateria; la cantidad de energía liberada por tal proceso rebasa todo lo concebible.

Un segundo después de la Gran Explosión, la temperatura era de unos 1010 K. Los constituyentes principales del univer-so eran: protones, electrones, positrones, neutrinos, antineutri-nos y fotones. Todos ellos interactuaban entre sí —incluyendo los elusivos neutrinos, ya que sus energías y la densidad de la ma-teria eran lo sufi cientemente altas para no dejarlos libres—.

Los neutrones que no se encuentran formando parte de un núcleo atómico no son partículas estables. Un neutrón aislado decae espontáneamente en un protón, un electrón y un antineu-trino. La masa de un neutrón es ligeramente superior a la de un protón más la de un electrón, por lo que, al decaer, esa diferen-cia de masa se transforma en energía del electrón y del antineu-trino producidos. Por el contrario, un protón no decae espontá-neamente: sólo puede transformarse en un neutrón si choca con


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un electrón o un antineutrino cuyas energías sean sufi cientes como para compensar la diferencia de masa.

A temperaturas de 1010 K, las partículas elementales en el universo tenían sufi ciente energía para permitir que los proto-nes y neutrones se transformaran continuamente unos en otros. Pero, al ir bajando la temperatura, disminuyó la abundancia de neutrones, ya que era cada vez más difícil que se produjeran para reponer los que se transformaban en protones.

Siguió bajando la temperatura: a 5 000 millones de kelvin, todos los positrones se aniquilaron con los electrones, quedando sólo el excedente de estos últimos; el resultado fi nal fue un nú-mero igual de protones y electrones (la carga eléctrica neta del universo es cero). Por esa misma época, los neutrinos y antineu-trinos empezaron a dejar de interactuar con el resto de la materia.

Después de tres minutos de iniciada la expansión cósmica, la temperatura había bajado a 1 000 millones de kelvin. A partir de ese momento, la especulación va a ceder el lugar a los hechos comprobables. Hemos señalado que la cantidad de neutrones fue disminuyendo con la temperatura pero, antes de que des-aparecieran por completo, las condiciones se volvieron favora-bles para que entraran en escena nuevos tipos de reacciones. Al chocar un protón y un neutrón, se pueden unir para formar un núcleo de deuterio (hidrógeno pesado). A su vez, los núcleos de deuterio chocan entre sí y llegan a formar, a través de varias reacciones nucleares, núcleos de helio y elementos más pesados (fi gura i.3). Lo interesante de este proceso es que ocurre a una temperatura crítica de unos 1 000 millones de kelvin. A tempe-raturas superiores, los protones y neutrones tienen demasiada energía y destruyen, al chocar, los núcleos de deuterio que se hayan podido formar. A temperaturas menores, los núcleos de deuterio —que tienen carga eléctrica positiva— no poseen su-fi ciente energía para vencer su repulsión eléctrica, por lo que les es imposible unirse y formar núcleos más pesados.

A temperaturas inferiores a los 1 000 millones de kelvin, los núcleos atómicos que lograron formarse no podrán volverse a


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destruir, por lo que fi jarán la composición química posterior del universo. Todos los cálculos teóricos indican que, después de tres minutos, la masa del universo quedó compuesta aproxima-damente por 75% de hidrógeno, 25% de helio y apenas una traza de otros elementos. Ésta es la composición química que tenía el universo en una época remota, antes de que nacieran las estre-llas (la mayoría de los elementos que encontramos en la Tierra no son primordiales, sino que fueron “cocinados” en el interior de las estrellas). La abundancia de helio primordial se ha podido calcular a partir de observaciones astronómicas y el resultado concuerda extraordinaria mente bien con la predicción teórica; ésta es una de las pruebas más fuertes en favor de la teoría de la Gran Explosión.

p + n D

D + D 3H + p3H + D 4He + n

p = protón D = deuterio 3He = helio-3n = neutrón 3H = tritio 4He = helio

D + D 3He + n

Figura i.3. Producción de un núcleo de helio a partir de protones y neutrones.


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La radiación de fondo

Después de tres minutos, y durante los siguientes 100 000 años, no sucedió nada particular. El universo siguió expandiéndose y enfriándose continuamente. La materia consistía principalmente de núcleos de hidrógeno y helio, de electrones libres y de fotones (además de los neutrinos y antineutrinos que ya no interactua-ban con el resto de la materia): en resumen, un gas ionizado. El universo estaba literalmente en llamas: era el Fuego Primordial. La materia en esas condiciones brilla, pero no es transparente a la luz debido a que los fotones chocan constantemente con los electrones libres.

Cuando la temperatura bajó a unos 3 000 K, la situación cambió drásticamente. Los electrones, que hasta entonces an-daban libres, pudieron, por primera vez, combinarse con los núcleos atómicos y formar los primeros átomos: ésa fue la época de la recombinación. La materia en el universo dejó de ser un gas ionizado; al no quedar electrones libres, los fotones dejaron de interactuar con la materia y siguieron su evolución por se-parado. El Fuego Primordial se apagó y, a partir de ese momen-to, el universo se volvió transparente.

En nuestra época, unos 14 000 millones de años después de la Gran Explosión, el universo se ha enfriado considerable-mente, pero los fotones que fueron liberados en el periodo de la recombinación deben estar presentes todavía, llenando todo el espacio cósmico. Esos fotones fueron emitidos por la materia cuando se encontraba a una temperatura de unos 3 000 K. Un gas a algunos miles de grados radia principalmente luz visible e infrarroja; pero recordemos que el universo está en expansión y que, por lo tanto, la materia que emitió los fotones cósmicos se está alejando actualmente de nosotros a velocidades muy cer-canas a la de la luz. Por lo tanto, los fotones emitidos han sufri-do un enorme corrimiento al rojo; la teoría predice que deben observarse, en nuestra época actual, en forma de ondas de ra-dio. Ésta es la forma de radiación que emite un cuerpo a unos


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cuantos grados sobre el cero absoluto, que correspondería, en consecuencia, a la temperatura actual del universo.

La existencia de esta radiación de fondo fue predicha, entre otros, por George Gamow a mediados del siglo xix. Sin em-bargo, el asunto quedó olvidado y no fue sino hasta mediados de los años sesenta del siglo xx cuando un grupo de físicos y astrónomos se propuso encontrar la radiación cósmica predi-cha. Para tal propósito, P. G. Roll y D. T. Wilkinson empezaron a construir una antena de microondas, pero en medio de su trabajo se enteraron de que Robert W. Wilson y Arno A. Pen-zias, investigadores de los laboratorios Bell, habían descubierto accidentalmente la tal radiación. Se trata de un típico descubri-miento que no estaba programado, ya que la intención original era la de clasifi car las señales de radio provenientes del cielo para no confundirlas con las utilizadas en las radiocomunicaciones.

En efecto, en 1965 Penzias y Wilson descubrieron una débil señal de radio que provenía uniformemente de todas las regio-nes del fi rmamento, sin variar ni con la dirección ni con el tiem-po (fi gura i.4). Al principio pensaron que era un defecto de su antena de radio y trataron de eliminarla por todos los medios. Pero la señal seguía ahí. Finalmente, se convencieron de que te-nía un origen cósmico: eran los fotones “fósiles” que quedaron de la época de la recombinación. Más aún, determinaron que la temperatura actual del universo (derivada de la energía de esos fotones “fósiles”) es de unos tres grados sobre el cero absoluto. El descubrimiento de esta radiación de fondo es otra de las prue-bas más contundentes en favor de la teoría de la Gran Explosión.

¿Finito o infinito?

Regresemos por un momento al problema de la extensión del universo y reexaminémoslo a la luz de la cosmología moder-na. ¿Es el universo fi nito o infi nito? Hemos visto que los mo-delos de Friedmann admiten dos posibilidades: un universo


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cerrado sobre sí mismo, que se expande hasta cierto punto y luego se contrae, y un universo abierto, de volumen infi nito, que se expande eternamente (el primer caso está acorde con la con-cepción original de Einstein de un universo limitado pero sin fronteras).

En principio, el universo es abierto o cerrado según si su den-sidad de masa en el momento actual excede o no cierto valor crítico que, según los modelos de Friedmann, está dado por la fórmula

densidad crítica = 3H 2/8πG,

donde H es la constante de Hubble y G la constante gravitacio-nal. Este valor resulta ser de unos 2 × 10-29 gramos por centíme-tro cúbico, o algo así como 10 átomos de hidrógeno por metro cúbico. Desgraciadamente, aún no se ha podido determinar con sufi ciente precisión la densidad real del universo para compa-rarla con la crítica. (Unos cuantos átomos por metro cúbico pa-rece una densidad extremadamente baja, pero no debemos ol-vidar que los cuerpos densos como las estrellas y los planetas son apenas puntos en la inmensidad del vacío cósmico; la densidad a la que nos referimos es un promedio universal.) Los astróno-mos han estimado que si la masa en el universo es principal-mente la de las estrellas que brillan, entonces la densidad del uni-verso no llegaría a una centésima de la crítica, y el universo, por lo tanto, debe ser abierto. Sin embargo, no es evidente que la ma-yor parte de la materia en el universo brille lo sufi ciente para ser visible. Se ha podido demostrar que las galaxias en los cú-mulos galácticos no podrían mantenerse unidas por su mutua atracción gravitacional, a menos que sus masas fueran sensible-mente superiores a la visible. El problema de la “masa faltante” aún no se ha podido resolver satisfactoriamente. Esta masa po-dría encontrarse en forma de estrellas enanas casi sin brillo, de nubes opacas, de “halos” galácticos, de gas intergaláctico, de pol-vo, de pedruscos, de hoyos negros o hasta de partículas elemen-tales exóticas, que interactúan sólo gravitacional o débilmente


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con la materia común y que, por lo tanto, no pueden descubrir-se directamente.

Existe una manera indirecta de determinar la densidad del universo. Según los cálculos de los cosmólogos, las abundan-cias de los elementos químicos que se produjeron a los tres mi-nutos dependen de la velocidad de expansión del universo, y ésta, a su vez, depende de su densidad. Se ha demostrado que la abundancia del helio primordial debe variar entre 25 y 30%, según la densidad del universo —en otras palabras, según si es abierto o cerrado—; por otra parte, la abundancia del deuterio primordial es muy sensible a la densidad, pero, siendo este ele-mento muy raro, es mucho más difícil detectarlo. No es un pro-blema simple estimar, a partir de observaciones astronómicas, cuál fue la composición primordial de la materia, porque las estrellas han estado “contaminando” el medio interestelar. Pero aun aproximadas, las determinaciones más recientes de la can-tidad de helio y deuterio primordiales son compatibles con un universo abierto: indican que la densidad del universo es supe-rior a la de la materia visible, pero no excede la densidad crítica. Recordemos que, según la teoría infl acionaria, la densidad real debería ser justamente la crítica.

El horizonte del universo

Si el universo fuera abierto, su volumen sería infi nito y, por lo tanto, también su masa sería infi nita. Sin embargo, debemos dis-tinguir entre el universo como un todo y la parte de él que es ac-cesible a nuestras observaciones. Si el universo nació hace 15 000 millones de años, no podemos ver objetos que se en cuentren más lejanos que la distancia de 15 000 millones de años luz, pues la luz emitida por ellos necesitaría un tiempo superior a la edad del universo para llegar a nosotros. Así, nuestro universo visible llega hasta un horizonte que se encuentra a unos 14 000 millones de años luz. Evidentemente, el volumen y la masa del


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universo visible son fi nitos. Cuanto más lejos vemos en el uni-verso, vemos más atrás en el tiempo. Objetos que se encuen-tran a 1 000 años luz, por ejemplo, se ven como eran hace 1 000 años; del mismo modo, si pudiéramos ver el horizonte del uni-verso, estaríamos observando el momento mismo de la Crea-ción. Y si no es posible ver nada detrás del horizonte, es porque más allá de él aún no había nacido el universo. Sin embargo, con el fi n de no especular innecesariamente, recordemos que de todos modos la materia del universo no era transparente en el principio, por lo que no podemos observar aquello que suce-dió antes del momento de la recombinación (fi gura i.5).

Fotones libres(ahora radiación de fondo)

Universo notransparente

Gran Explosión

Universo transparente

Nuestro horizonte

14 000 000 000

Se forman las galaxias

Tierra

Figura i.5. La parte del universo accesible a nuestras observaciones se encuentra dentro del horizonte cósmico, que corresponde justamente al lugar y al momento de la Gran Explosión. El universo no era transparente en un principio, así que no podemos ver directamente lo que sucedió du-rante los primeros cientos de miles de años del universo. Al volverse trans-parente, los fotones emitidos por la materia incandescente se liberaron

súbitamente y ahora los observamos como la radiación de fondo.


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El horizonte del universo se ensancha un año luz cada año y, al pasar el tiempo, vemos objetos cada vez más lejanos. Del mismo modo, el horizonte era más estrecho en el pasado; por ejemplo, al tiempo de Planck el radio del “universo visible” era igual a la longitud de Planck; 10-10 segundos después de la Gran Explosión el universo visible era del tamaño del Aleph de Bor-ges; y un segundo después había alcanzado un radio de 300 000 kilómetros.

Según indican todas las observaciones astronómicas que se han efectuado hasta ahora, la distribución promedio de la ma-teria es homogénea en todo nuestro universo visible. Esta homo-geneidad ha sido, en sí, todo un enigma. Si consideramos dos regiones del universo cercanas a nuestro horizonte, pero en di-recciones diametralmente opuestas, encontramos que sus den-sidades son las mismas, a pesar de que el tiempo que tardarían en infl uenciarse físicamente es mayor que la edad del universo (no olvidemos que ninguna señal, interacción o cuerpo material puede viajar más rápido que la luz). ¿Cómo regiones tan alejadas pudieron “ponerse de acuerdo” para adquirir la misma densi-dad? De nada sirve invocar el hecho de que inicialmente la ma-teria del universo estaba muy concentrada, pues al tiempo de Planck el radio del “universo visible” era igual a la longitud de Planck, y no podía haber infl uencia entre regiones más ale-jadas entre sí que esa distancia; regiones muy lejanas del univer-so que ahora vemos en direcciones opuestas tampoco tuvieron tiempo de infl uenciarse en épocas muy remotas, a pesar de estar más cerca entre sí. Como vimos en una sección anterior, la teo-ría del universo infl acionario ofrece una solución al problema de la homogeneidad.

Por último, señalemos que nada nos garantiza que en un futuro muy remoto, cuando el horizonte cósmico se haya ensan-chado algunos miles de millones de años luz más, no se revele una nueva estructura cósmica, que no corresponda a los mo-delos de Friedmann. Pero dejemos ese problema a nuestros su-cesores en el universo.


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