Capítulo 2. El origen de las galaxias y las estrellas: El principio de la complejidad

Capítulo 2

EL ORIGEN DE LAS GALAXIAS Y LAS ESTRELLAS:

EL PRINCIPIO DE LA COMPLEJIDAD

 

Si tuviera que responder con una sola oración a la pregunta «¿Qué ha ocurrido desde el big bang?», tomaría aire y diría: «Desde el comienzo mismo, la gravedad formó estructuras cósmicas y aumentó diferencias de temperatura, un requisito imprescindible para la aparición de esta complejidad que nos rodea diez mil millones de años después y de la que formamos parte».

MARTIN REES

 

Cuando miramos al cielo, salta a la vista que las estrellas son los pobladores más importantes del universo. Pero las estrellas, a semejanza de los humanos, no viven aisladas. Están agrupadas en gigantescas sociedades cósmicas que denominamos galaxias, cada una de las cuales podría contener 100 000 millones de estrellas. La galaxia en que vivimos nosotros es la Vía Láctea. A diferencia de otras, que vemos en forma de estrellas borrosas o manchas, la Vía Láctea parece a simple vista un río de luz que cruzara el cielo nocturno, y es así porque la observamos desde su interior. Lo que ya salta menos a la vista, e incluso pasó inadvertido a casi todos los astrónomos hasta hace un par de décadas, es que las galaxias se agrupan en comunidades aún mayores. Estas comunidades son los grupos (que suelen tener varios millones de años luz de diámetro y contener alrededor de veinte galaxias) y los cúmulos (que llegan a tener hasta veinte millones de años luz de anchura y contienen cientos e incluso miles de galaxias). Los grupos y cúmulos de galaxias se mantienen unidos en virtud de la fuerza de gravedad. Pero hay estructuras todavía mayores, estructuras tan grandes que abarcan gran parte del universo. Son los supercúmulos (hasta 100 millones de años luz de anchura y alrededor de 10 000 galaxias) y las mastodónticas cadenas de supercúmulos que encierran gigantescas burbujas de espacio vacío y que fueron detectadas por los astrónomos en la década de 1980. A escalas mayores, el universo aún tiene un aspecto notablemente homogéneo. Esta homogeneidad se ve en la uniformidad de la radiación cósmica de fondo. Las formas complejas que afectan a los observadores complejos como nosotros se presentan sólo a escalas más reducidas que las cadenas de supercúmulos.

Parece que hoy por hoy son las estructuras mayores del universo observable. Su descubrimiento nos desplaza del centro del universo mucho más que el descubrimiento copernicano de que la Tierra da vueltas alrededor del Sol. Nuestro Sol está situado en un mediocre aledaño de una galaxia de segunda categoría (la de Andrómeda es la mayor de nuestro grupo local), perteneciente a un grupo de galaxias que se encuentra cerca del borde del supercúmulo de Virgo, que contiene miles de

galaxias (véase la figura 2.1[1]).

En fecha más reciente se ha confirmado que los supercúmulos podrían no ser más que actores secundarios en la historia del universo. Parece que la mayor parte de la masa del universo (el 90 por 100 o más) es invisible y que la naturaleza exacta de esta masa (denominada acertadamente materia oscura) sigue siendo un misterio. En otras palabras, nos encontramos en la embarazosa posición de no saber de qué está hecho

casi todo el universo[2]. En este capítulo repasaremos algunas teorías sobre la naturaleza de la materia oscura, pero nos centraremos en las partes del universo que mejor conocemos, es decir, las partes visibles.

Reanudamos la historia del universo donde la dejamos en el capítulo anterior: unos 300 000 años después de su creación, momento en que la materia y la energía se separaron.

 

EL UNIVERSO PRIMITIVO Y LAS PRIMERAS GALAXIAS

 

Durante los primeros minutos de su existencia, el universo se enfrió tan aprisa que no pudo fabricar elementos más pesados ni más complejos que el hidrógeno, el helio y (en cantidades diminutas) el litio: los elementos 1, 2 y 3 de la tabla periódica. Nada más complejo podía vivir en el calor y el caos del joven universo. Desde el punto de vista químico, el universo eran entonces muy simple, demasiado para crear objetos complejos como nuestra Tierra o los organismos vivos que la pueblan. Las primeras estrellas y galaxias se formaron con poco más que hidrógeno y helio. Pero fueron un indicio de la asombrosa capacidad del recién nacido para construir objetos complejos con elementos simples. Una vez formadas, las estrellas pusieron los cimientos de entidades más complejas, incluidos los organismos vivos, porque en su tórrido núcleo practicaron una alquimia que transformó el hidrógeno y el helio en los elementos restantes de la tabla periódica.

FIGURA 2.1. Posición del Sol en la Vía Láctea. El Sol se encuentra en un brazo de la galaxia, a unos 27 000 años

luz de su centro. Las nubes de polvo impiden que veamos bien las partes centrales. Adaptado de Nikos Prantzos,

Our Cosmic Future: Humanity’s Fate in the Universe, Cambridge University Press, Cambridge, 2000, p. 97.

 

Hasta aquí, la historia del universo ha estado protagonizada por la fuerza expansiva del big bang. Es el momento de presentar otra fuerza de largo alcance: la gravedad. La gravedad es la fuerza que Newton describió magistralmente en el siglo XVII y que Einstein describió con una exactitud aún mayor a principios del siglo XX. Mientras que la fuerza del big bang separa la materia y la energía, la gravedad tiende a unir los objetos. Newton dijo que todas las formas de materia atraen a las demás formas de materia. Einstein sostuvo que los efectos de la gravedad aparecen porque las masas muy grandes deforman la geometría espaciotemporal. Demostró asimismo que la gravedad afecta por igual a la materia y a la energía. Esta conclusión no fue una sorpresa, dado que el propio Einstein había explicado ya que la materia no es más que una especie de energía congelada. Pero fue más allá e ideó una ingeniosa forma de demostrar que la gravedad puede deformar la energía lo mismo que la materia. El Sol es el mayor objeto de nuestro sistema planetario y el que tiene más masa. Adujo que esta masa tenía que curvar el espacio-tiempo que la rodeaba, lo suficiente para desviar la trayectoria de la luz que pasaba cerca de sus bordes. La mejor oportunidad para comprobar este efecto era un eclipse solar, única ocasión en que se podía ver estrellas próximas al Sol. Einstein dijo que fotografiando estas estrellas inmediatamente antes del eclipse, se vería que su movimiento parecería reducirse de inmediato antes de pasar por detrás de la masa solar. Y cuando aparecieran por el otro lado, también parecerían detenerse momentáneamente en el borde del Sol. La luz de las estrellas en cuestión resultaría desviada por la masa solar, del mismo modo que un palo parece doblarse cuando se introduce en el agua. En 1919, durante un eclipse solar, se puso a prueba la afirmación de Einstein y se comprobó que era cierta.

Tirando de la materia y la energía, la gravedad dio forma y estructura al universo. Este proceso se entiende mejor si nos ceñimos a los términos de Newton, que concebía la gravedad de un modo más fácil de percibir, como una «fuerza». Newton demostró que la gravedad puede funcionar a escalas muy grandes, pero que su máxima eficacia se da a distancias pequeñas. Por decirlo con más precisión, la atracción gravitatoria entre dos objetos es directamente proporcional a (el cuadrado de) la masa de dichos objetos e inversamente proporcional a (el cuadrado de) la distancia que los separa. Esto quiere decir que la gravedad puede aumentar la concentración de masas ya previamente concentradas, pero que tiene un efecto menor en objetos muy distantes entre sí. Por lo tanto, la gravedad afecta menos a los objetos ligeros y muy rápidos, como las partículas de energía, por eso influye más en la materia que en la energía. Como sus efectos son variables, la gravedad ha acabado formando muchas estructuras complejas a escalas muy diferentes. Se trata de una conclusión importante, porque sugiere que, hasta cierto punto y a determinadas escalas, la gravedad puede contravenir temporalmente la segunda ley de la termodinámica, esa ley fundamental que parece garantizar que, con el paso del tiempo, el universo se volverá menos ordenado y menos complejo (véase el apéndice 2). Sin embargo, conforme se libera la energía gravitacional (conforme la gravedad compacta la materia), el universo parece volverse más ordenado. Por lo tanto, la gravedad es una de las principales causas de que haya orden y estructura en el universo. En este capítulo veremos cómo formó la gravedad muchos de esos objetos complejos que estudian los astrónomos.

Buena parte de la historia del universo primitivo, y de las galaxias y las estrellas, puede concebirse como resultado de la competencia entre la fuerza expansiva del big bang, que disgrega el universo, y la fuerza de gravedad, que tiende a compactarlo. Entre estas dos fuerzas hay un equilibrio inestable y oscilante; la expansión vence en las escalas mayores, pero cede ante la gravedad en las menores (hasta el nivel de los cúmulos de galaxias). Pero para que la gravedad opere necesita ciertas diferencias iniciales. Si el universo primitivo hubiera sido totalmente liso —si, por ejemplo, el hidrógeno y el helio hubieran estado repartidos con absoluta uniformidad por todo el universo—, la gravedad habría hecho poco más que frenar la velocidad de expansión. El universo habría seguido siendo homogéneo; los objetos complejos y desiguales, como las estrellas, los planetas y los seres humanos, no se habrían formado.

Así pues, es importante conocer el nivel de homogeneidad del universo primitivo. Los astrónomos miden su «tersura» buscando pequeñas diferencias de temperatura en la radiación cósmica de fondo. Cualquier «irregularidad» debería aparecer como una ligera variación en la temperatura. A principios de los años noventa se lanzó el satélite COBE (Cosmic Background Explorer) con la misión de detectar estas diferencias. La sonda WMAP (la ya citada Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), que se lanzó en junio de 2001, está rastreando estas variaciones con una técnica más precisa aún. El COBE ha revelado que la radiación cósmica de fondo es sumamente uniforme, pero que hay variaciones en su temperatura. Al parecer, algunas regiones del universo primitivo estaban un poco más calientes y eran un poco más densas que otras. Estas «asperezas» permitieron la intervención de la gravedad, que las amplificó, condensando aún más las regiones más densas. Mil millones de años después del big bang, la gravedad había formado ya vastas nubes de hidrógeno y helio. Puede que tuvieran la extensión de varios cúmulos de galaxias y, a nivel local, su atracción gravitatoria habría bastado para contrarrestar el empuje expansivo del universo. A escalas mayores seguía dominando la fuerza expansiva del big bang, de modo que los huecos abiertos entre estas gigantescas nubes de materia se ensanchaban con el paso del tiempo.

Atraídas por su propia gravedad, y conforme los átomos de hidrógeno y helio se concentraban con fuerza creciente, las nubes empezaron a condensarse. Según se contraían las nubes, unas zonas adquirían mayor densidad que otras y se concentraban más aprisa. De este modo, las nubes iniciales se fueron dividiendo en masas de volumen decreciente a escalas muy distintas, desde las que abarcan las galaxias hasta las que abarcan las estrellas individuales. Mientras la gravedad concentraba estas masas en espacios cada vez menores, crecía la presión sobre el centro. Cuando aumenta la presión sube la temperatura, de modo que, al contraerse, las masas gaseosas empezaron a calentarse. En el interior de las masas menores, que contenían materia equivalente a miles de estrellas, aparecieron regiones de altísima densidad y un calor extremo; fue en estas bolsas formadas en el interior de los

semilleros cósmicos donde brotaron las primeras estrellas[3].

Al calentarse las zonas centrales, los átomos que había allí adquirieron velocidad creciente y chocaron entre sí con violencia cada vez mayor. Al final, estas colisiones alcanzaron la violencia suficiente para vencer la repulsión eléctrica que ejercían entre sí los núcleos (cargados positivamente) de los átomos de hidrógeno. (Estas fuerzas de repulsión dependen hasta cierto punto de la cantidad de protones, o cargas positivas, que haya en el núcleo, lo que quiere decir que esta reacción se produce con gran facilidad en los átomos de hidrógeno, pero su frecuencia disminuye en átomos más grandes). Dondequiera que se alcanzaran los 10 millones de grados centígrados, se fusionaban pares de átomos de hidrógeno y formaban átomos de helio, que tienen dos protones en el núcleo. Esta reacción nuclear, llamada fusión, es la misma que se produce en el interior de una bomba de hidrógeno. Cuando los átomos de hidrógeno se funden en helio, una pequeña cantidad de materia se transforma en una colosal cantidad de energía, de acuerdo con la fórmula de Einstein 2 E = mc; la energía liberada es igual a la masa transformada multiplicada por la velocidad de la luz al cuadrado. Como la velocidad de la luz es una cifra muy elevada, la ecuación de Einstein nos dice que, aunque la cantidad de materia transformada sea muy pequeña, la energía liberada será enorme. Dicho con más exactitud, cuando los átomos de hidrógeno se fusionan y forman un átomo de helio, pierden alrededor del 0,7 por 100 de su masa; lo sabemos porque el átomo de helio pesa menos que los átomos de

hidrógeno que lo han formado. La masa que falta se ha convertido en energía[4]. Las estrellas son como gigantescas bombas de hidrógeno con combustible suficiente para que su «explosión» dure millones e incluso miles de millones de años. Y así fue como las primeras estrellas iluminaron la noche de mil millones de años del universo primitivo.

El tremendo calor y la colosal energía que generan las reacciones de fusión vencen la fuerza de la gravedad; en consecuencia, las estrellas recién nacidas, al encenderse, dejaron de compactarse. Y este equilibrio entre la fuerza expansiva de las explosiones nucleares y la fuerza de la atracción gravitatoria es lo que pone freno a las enormes energías que se producen en el centro de todas las estrellas. Las estrellas forman estructuras muy duraderas porque son fruto de una solución de compromiso entre la gravedad, que compacta la materia, y la fuerza expansiva de las reacciones de la fusión, que obliga a la materia a disgregarse. El tira y afloja es continuo; si el centro se calienta, la estrella se dilata y en consecuencia se enfría, con lo que vuelve a encoger, en un ciclo de retroacción negativa semejante al de los sistemas de aire acondicionado. (Cuando el aire se calienta demasiado, el sistema se activa y enfría el aire). Podemos ver el tira y afloja en las pulsaciones de las estrellas variables. Pero, por lo general, la tregua subyacente dura millones o miles de millones de años, tanto como la vida de la estrella.

La formación de las primeras estrellas representó un decisivo punto de inflexión en la historia del universo, porque señaló la aparición de un nuevo nivel de complejidad, de entidades nuevas que funcionaban de acuerdo con leyes nuevas. Billones de átomos que hasta entonces habían ido a la deriva se transformaban de pronto, atraídos por la fuerza de la gravedad, en una estructura organizada, inédita hasta entonces, que podía durar millones o miles de millones de años. La transición se produjo cuando un ligero aumento de temperatura precipitó la fusión en todo el núcleo de la protoestrella, transformando la energía gravitatoria en energía calórica y creando un nuevo y más estable sistema de flujos de energía. Las estrellas organizan los átomos que contienen en configuraciones perennes que pueden activar flujos de gran energía sin desintegrarse. Según veremos, es la pauta característica de todos los umbrales de esta naturaleza. Las configuraciones nuevas aparecen de súbito cuando entidades hasta entonces independientes son atraídas hacia organizaciones más ordenadas y retenidas por la creciente producción de energía libre (véase el capítulo 4). Pero como todas estas estructuras conservan su equilibrio estructural con dificultades, hay que recordar que nada es eterno. Así pues, los nuevos niveles de complejidad se caracterizan por su fragilidad relativa y por la certeza de que al final se vendrán abajo. La segunda ley de la termodinámica se encarga de que todas las entidades complejas acaben por morir; así que cuanto más sencilla es la estructura, más probabilidades tiene de seguir con vida, razón por la cual las estrellas viven más tiempo que los humanos (véase el apéndice 2).

Muchas estrellas de aquel entonces siguen brillando en la actualidad, 13 000 millones de años después. Casi todas se encuentran en el centro de las galaxias o en esas gigantescas bolas de estrellas que se denominan cúmulos globulares y que dan vueltas alrededor de casi todas las galaxias siguiendo una larguísima trayectoria circular. Las estrellas más antiguas se formaron seguramente durante el rápido y caótico hundimiento de nubes gaseosas relativamente informes. Hoy se pueden detectar por lo irregular de su órbita y porque no contienen elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, ya que éstos eran los únicos elementos que había disponibles cuando se formaron. En el atestado universo primitivo, las galaxias embrionarias solían fundirse entre sí, y estas fusiones ayudan a entender la órbita irregular de muchas estrellas de primera generación.

Conforme las galaxias se formaban y unían, la gravedad operaba sobre ellas, dando a muchas una forma que es extraordinariamente frecuente en el universo. Unas partes de las deshilachadas galaxias eran arrastradas hacia el centro por la gravedad y formaban arcos gigantescos; las pequeñas variaciones en el movimiento de los arcos les permitían girar como el líquido que se va por un desagüe. La rotación se aceleraba con la contracción de cada nube, tal como sucede a los patinadores cuando cruzan los brazos. Las áreas que giraban más aprisa se estiraban a causa de la fuerza centrífuga y toda la nube se aplanaba como una especie de pizza cósmica. Estos sencillos procesos, dirigidos todos por la fuerza de gravedad, explican por qué muchas de las mayores nubes de materia que hay en el universo, incluso a la escala de los cúmulos de galaxias, adoptan la forma de disco giratorio, o de «crep», según el teórico soviético Yakov Zelidovich. Como veremos, las mismas normas rigen a escalas menores, razón por la que nuestro sistema planetario, cuando se observa de lejos, parece igualmente un gigantesco disco plano.

Cuando comenzó a gestarse la segunda generación de estrellas, estos procesos habían transformado ya algunas galaxias mayores, como la Vía Láctea, en discos gigantescos y más o menos regulares. Este cambio se refleja en la órbita de las estrellas más jóvenes, que es más tranquila; entre estas estrellas está el Sol, que viaja a una velocidad uniforme de 800 000 km por hora y tarda unos 225 millones de años en completar una vuelta alrededor del centro de la Vía Láctea. Mecanismos parecidos dieron forma a otras galaxias, creando un universo poblado por agrupaciones estelares de diferentes perfiles, pero que a menudo adoptaban la forma de discos regulares giratorios. La formación de estrellas prosigue en la actualidad. Todos los años se forman alrededor de diez estrellas en la Vía Láctea.

 

EL ZOO COSMOLÓGICO: AGUJEROS NEGROS, CUÁSARES Y MATERIA OSCURA

 

El universo primitivo contenía objetos más extraños que las estrellas. En el centro de casi todas las galaxias había unas cotas de densidad tan elevadas que nubes gigantescas de materia y energía seguían desplomándose incluso a temperaturas lo bastante altas para disparar las reacciones de fusión. La gravedad alcanzaba aquí tal fuerza que aplastaba la materia y la energía hasta impedirles manifestarse, dando lugar así a la aparición de los cuerpos denominados agujeros negros. Los agujeros negros son regiones del espacio tan densas que ninguna materia ni energía puede vencer su tirón gravitatorio, ni siquiera la luz. Esto significa que jamás podremos ver directamente lo que ocurre dentro, salvo que entremos en alguno, en cuyo caso, naturalmente, no podremos volver para contarlo. Los agujeros negros son tan densos que para formar uno con la Tierra tendríamos que comprimirla hasta que tuviera un

diámetro de 1,7 centímetros[5].

Se han hecho muchas y muy fascinantes especulaciones alrededor de lo que significan los agujeros negros. Por ejemplo, recientemente se ha sugerido que podrían ser otros universos vistos desde fuera. Cada uno podría ser un universo diferente que comenzó con su propio big bang. Lee Smolin ha dicho que, si esto es verdad, aquí podría estar la explicación de algunas otras rarezas del universo. En concreto podría explicar por qué tantos parámetros fundamentales —como la capacidad relativa de las fuerzas físicas básicas o el tamaño relativo de las principales partículas nucleares— parecen exactamente sintonizados para crear un universo capaz de producir estrellas, elementos y entidades complejas como nosotros. Según Smolin, sólo los universos capaces de producir agujeros negros pueden tener «descendencia». Si a esto le añadimos otra suposición, que los nuevos universos se diferencian muy poco del universo «progenitor», entonces podría estar en marcha un proceso afín a la selección

darwiniana[6]. Al cabo de muchas generaciones, es verosímil que el hiperespacio que alberga todos estos universos acabe dominado por los que posean las cualidades necesarias para producir agujeros negros, por muy estadísticamente improbables que puedan ser dichos universos, dado que todos los demás serán estériles. Pero si un universo puede engendrar agujeros negros, probablemente puede producir también otros objetos grandes, como las estrellas, y muchas otras clases de estructuras complejas. Estas ideas sugieren que para nuestro moderno mito de la creación podría haber otros niveles superiores al del universo y que podría haber un «hiperuniverso» que tuviera más de 13 000 millones de años y fuese mucho mayor que el nuestro. Pero por el momento no tenemos forma de demostrar la certeza o la falsedad de estas excepcionales especulaciones.

Podemos, pues, volver al terreno del universo conocido, que es más seguro. Los agujeros negros podrían darnos información importante sobre el universo y sobre las galaxias que lo pueblan. Son tan densos que la fuerza gravitatoria que ejercen puede generar energías mucho mayores que las que se producen en las estrellas. Cabe la posibilidad de que haya un agujero negro en el centro de la Vía Láctea, a 27 000 años luz en la dirección de Sagitario. Podría tratarse de la poderosa fuente de ondas de radio que se conoce con el nombre de Sagitario A, y es probable que tenga una masa de unos 2,5 millones de veces la del Sol.

La existencia de agujeros negros en el centro de muchas galaxias podría contribuir a explicar otro objeto extraño, el cuásar o «radiofuente casi estelar». Los primeros cuásares, los objetos más brillantes que conoce la astronomía moderna, fueron detectados por astrónomos australianos en 1962. Brillan más que las galaxias más grandes, aunque no son mayores que nuestro sistema planetario. Además, están muy alejados de nosotros. Casi todos están a más de 10 000 millones de años luz y ninguno está a menos de 2000 millones. Así pues, cuando observamos un cuásar, estamos viendo un objeto contemporáneo de la infancia del universo. Actualmente se cree que su energía podría proceder de grandes agujeros negros que absorben grandes cantidades de materia del material galáctico que les rodea. En efecto, los cuásares constan de agujero negro más alimento estelar. Eran muy abundantes en el universo primitivo, porque entonces las galaxias estaban más juntas y los agujeros negros estaban mejor alimentados. El universo se ha expandido desde entonces, los cúmulos de galaxias se han distanciado y los restos de que se alimentan los agujeros negros galácticos se han reducido. Así, aunque es probable que casi todas las galaxias tengan un agujero negro en el centro, pocos devoran tanto como para crear cuásares. Y como los cuásares no suelen vivir más de unos millones de años, a causa de su insaciable deseo de polvo estelar, son escasos en el universo moderno. Los cuásares son como los dinosaurios de la astronomía, aunque los agujeros negros que los potenciaron siguen acechando en el centro de casi todas las galaxias, en espera de que una estrella desprevenida caiga en sus fauces.

Galaxias y estrellas forman la mayor parte del universo visible. Pero la observación de los movimientos galácticos y de los cúmulos de galaxias nos ha llevado a la inquietante conclusión de que sólo vemos una porción muy pequeña de lo que hay. La verdad es que lo que vemos podría no superar el 10 por 100, y es posible que sea sólo el 1 por 100, de la materia del universo. Gracias a las leyes básicas de la gravedad, analizando sus circunvoluciones, los astrónomos pueden saber aproximadamente cuánta materia hay en un grupo de galaxias, y por estos estudios sabemos que las galaxias contienen quizá diez veces más materia de la que vemos. Los astrónomos llaman a esta materia invisible materia oscura, nombre que se podría tomar por una metáfora de su desconcierto.

Uno de los objetivos principales de la astronomía moderna es averiguar qué compone esta inmensa cantidad de material. En la actualidad hay dos hipótesis. Primera: podría tratarse de partículas diminutas, más pequeñas que los electrones a nivel individual, pero colectivamente con más masa que las demás formas de materia. Se conocen por WIMPS, siglas de weakly interacting massive particles, «partículas masivas de interacción débil». El candidato favorito es el neutrino, una partícula que puede tener masa o no tenerla. Si la tiene, no es superior a la quingentésima milésima parte (1/500 000) de la masa del electrón. Sin embargo, hay unos mil millones de neutrinos por cada partícula restante del catálogo, de modo que por pequeña que sea su masa, podrían componer la mayor parte del material del universo. Si los neutrinos fueran visibles, el universo sería una gigantesca niebla neutrínica, salpicada de diminutas motas de materia. Segunda hipótesis: podría tratarse de objetos grandes que no vemos porque no emiten luz ni otras formas de radiación. Estos objetos podrían ser estrellas muertas o cuerpos planetiformes. Reciben el nombre de MACHOS, siglas de massive compact halo objects, «objetos fantasma compactos y con masa». Recientemente se ha planteado otra hipótesis que podría brindar una solución elegante al problema de la materia oscura: podría tratarse de energía oscura. Como hemos visto, la energía también produce fuerza de gravedad. Es posible que la llamada energía de vacío, descubierta a finales de los años noventa y que parece responsable de la aceleración de la expansión del universo, constituya el 70 por 100 de la masa/energía del universo. Si es así, podría ser la causa de casi toda la gravedad de más que observan los astrónomos. Según esta versión, la materia oscura podría no representar más del 25 por 100 de todo el contenido del universo, mientras que el

universo visible es sólo el 5 por 100[7].

 

VIDA Y MUERTE DE LAS ESTRELLAS

 

Las estrellas, como las personas, tienen biografía. Nacen, viven, cambian y mueren. Y actualmente sabemos mucho sobre los peculiares ciclos vitales de las estrellas. Este conocimiento procede en amplísima medida del estudio del espectro de la luz estelar. Como hemos visto en el capítulo anterior, el análisis minucioso de las bandas de absorción (las frecuencias a las que la energía ha sido absorbida al viajar por el espacio estelar) nos informa de los materiales que contienen las estrellas. También nos da información sobre su temperatura. Los astrónomos del siglo pasado analizaron el espectro de una creciente cantidad de cuerpos celestes y acabaron construyendo una imagen de las etapas de la vida de una estrella y de las clases de estrellas que podían existir.

El rasgo más destacado de las estrellas es su tamaño o, mejor dicho, el tamaño de la nube inicial del material a partir del cual se forman. Este tamaño determina otros rasgos de la estrella, a saber, su luminosidad, su temperatura, su color y su duración. Si la nube inicial está por debajo del 8 por 100 del tamaño del Sol, su centro no alcanzará en ningún momento la densidad ni el calor suficientes para fusionar el hidrógeno y no habrá estrella. En el mejor de los casos habrá una enana marrón: un objeto con un brillo mortecino, un poco como el planeta Júpiter. Las enanas marrones son mitad estrellas y mitad planetas, aunque recientes observaciones del material que orbita a su alrededor sugiere que se han formado de un modo parecido al de las estrellas, por más que no hayan alcanzado el tamaño imprescindible para

inflamarse[8]. Ahora bien, si el tamaño de la nube inicial es entre 60 y 100 veces el del Sol, es probable que mientras se hunde hacia su centro se divida en dos o más sectores de formación estelar, lo cual explica la gran cantidad de sistemas de estrellas dobles o múltiples que han detectado los astrónomos. Entre los dos extremos convendría que nos fijáramos sobre todo en dos tamaños básicos: el de la mayoría de las estrellas, que están entre un tamaño muy inferior al del Sol y 8 veces el de éste, y el de las que tienen entre 8 y 60 veces el tamaño del Sol.

La cantidad de material que hay en la nube de la estrella embrionaria determina la atracción gravitatoria de ésta, la velocidad a la que se contrae y la densidad y el calor de su centro. El calor del centro de una estrella recién nacida determina la velocidad a que consume el combustible de que dispone. Así, las estrellas grandes son mucho más calientes que las pequeñas; aunque contienen más material, también lo queman más aprisa, viven más peligrosamente y mueren antes. Las estrellas diez veces mayores que el Sol pueden extinguirse al cabo de 30 millones de años y las que son mayores aún pueden no pasar de unos cientos de miles de años. El núcleo de las estrellas más pequeñas, que tienen entre dos veces el tamaño del Sol y la décima parte del mismo, es menos denso y, por lo tanto, más frío. En consecuencia, consumen sus reservas con más prudencia. Las estrellas más pequeñas podrían llegar a vivir cientos de miles de millones de años, muchísimo más de lo que ha vivido el universo hasta la fecha.

La mayoría de las estrellas, por ejemplo el Sol, quema su combustible más despacio que las gigantes. Pero al final la estrella se queda sin hidrógeno y su núcleo se llena de helio. Las reacciones de la fusión del hidrógeno han mantenido el tipo de la estrella durante casi toda su existencia, pero al llegar a este punto las reacciones desaparecen. La zona central empieza a enfriarse y se hunde sobre sí misma. Pero este hundimiento aumenta la presión interior, lo cual aumenta a su vez la temperatura del centro de la estrella; ésta parece recuperarse, se hincha y alcanza un tamaño muy superior al que tenía antes. Si la estrella es grande, el primer hundimiento puede elevar la temperatura del núcleo hasta 100 millones de grados centígrados. Con esta temperatura se desencadenan nuevas reacciones de fusión que utilizan el helio como combustible inicial. Pero estas reacciones convierten mucha menos masa en energía que las de la fusión del hidrógeno, de manera que no duran tanto. Las estrellas agotan el helio muy aprisa; y cuando ya no queda helio, el centro vuelve a hundirse y las capas exteriores se hinchan aún más, y a veces salen disparadas hacia el espacio. Una serie de reacciones de esta clase, cada una de las cuales exige una temperatura superior a la precedente, origina muchos elementos nuevos; los más abundantes son el carbono, el oxígeno y el nitrógeno. El Sol, por ejemplo, seguirá estos pasos hasta que empiece a generar carbono, pero no pasará de aquí, aunque los astros ligeramente mayores que él podrían llegar hasta la producción del oxígeno. Las estrellas maduras crean de este modo muchos elementos de la sección inicial de la tabla periódica; las más grandes, en sus últimas etapas, llegan incluso a producir hierro (número atómico 26), cuya fabricación exige temperaturas de 4000 a 6000 millones de grados. Esta serie de reacciones termina en el hierro. Cuando las estrellas ancianas mueren, sus cenizas, que contienen todos estos elementos, se esparcen por los alrededores, formando cementerios estelares que químicamente son más complejos que ninguna otra región del universo primitivo.

Mientras agonizan, muchas estrellas se hinchan y se convierten en supergigantes rojas; un ejemplo es Betelgeuse, de la constelación de Orión. Cuando el Sol llegue a esta fase, dentro de unos 5000 millones de años, se dilatará tanto que la Tierra y Marte quedarán dentro de sus capas exteriores. (Betelgeuse es tan grande que si se pusiera en el lugar que ocupa el Sol, la Tierra quedaría en el centro de su radio). Cuando al final agotan el combustible, las estrellas de pequeño y mediano tamaño se enfrían y se convierten en puñados de rescoldos estelares que se denominan enanas blancas. Son densísimas y tienen un tamaño más propio de un planeta como la Tierra que de una estrella. Al cabo de miles de millones de años casi todas se apagan definitivamente y dejan de existir como estrellas.

Las estrellas gigantes, que superan en más de 8 veces el tamaño del Sol, tienen un destino más espectacular si cabe. Dado su volumen, la presión y la temperatura de su núcleo son mucho mayores, de modo que pueden fabricar elementos de la tabla periódica hasta llegar al silicio y, como ya se ha señalado, al hierro. Durante sus últimas etapas fabrican distintos elementos, estrato por estrato, en un esfuerzo desesperado por seguir extrayendo energía y evitar el hundimiento gravitatorio. Pero cuando por fin se quedan sin combustible, su despedida es mucho más vistosa que la de las estrellas de tamaño mediano. Cuando se han quedado sin energía que las tenga en pie, la gravedad, ya con las manos libres, las reduce con una repentina y catastrófica compresión que puede durar menos de un segundo. Este fenómeno origina lo que se denomina supernova. En la explosión de una supernova se genera tanta energía que durante unas semanas puede brillar con la luz de 100 000 millones de estrellas, que viene a ser la luz de toda una galaxia. Si la estrella en cuestión tenía menos de treinta veces el tamaño del Sol, la compresión puede convertirla en una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son objetos cuyos átomos se han comprimido con tanta fuerza que sus electrones se han fusionado con los protones y los han transformado en neutrones. Una estrella con el tamaño del Sol podría quedar concentrada en el área de una gran ciudad moderna. Las estrellas de neutrones pueden llegar a girar sobre su eje a razón de 600 vueltas por segundo. Las primeras que se detectaron en la Tierra (en 1967) se llamaron púlsares, ya que, a causa de su rotación (y por la situación de los astrónomos que las observaron en relación con el eje de la Tierra), su flujo de energía se percibió como una serie de pulsaciones. En la nebulosa del Cangrejo hay una estrella de neutrones que rota 30 veces por segundo y es lo que queda de una supernova detectada por los astrónomos chinos en 1054 de nuestra era.

Las estrellas que tienen más de 30 veces el tamaño del Sol se hunden con más violencia aún y su núcleo puede quedar reducido a un agujero negro. Fuera del núcleo, los protones y los electrones forman neutrones, y un poderoso chorro de neutrones y neutrinos huye de la estrella moribunda. Este movimiento crea un horno con temperaturas que alcanzan varios miles de millones de grados. Durante unos instantes, gracias a las elevadas temperaturas alcanzadas por la supernova, se cruza otro umbral, porque en este horno se pueden cocer elementos más pesados que el hierro. La verdad es que, durante un breve período, la explosión de una supernova puede fabricar todos los elementos de la tabla hasta el uranio. Estos elementos salen disparados hacia el espacio. Los elementos que protagonizan esta alquimia galáctica son el oxígeno y, en cantidades inferiores, el neón, el magnesio y el silicio, que por ello mismo están entre los elementos más pesados que más abundan en el espacio interestelar. La última supernova de estas características se detectó en febrero de 1987; era la más brillante que se observaba en la Tierra desde 1604, cuando explotó otra en la Vía Láctea. La supernova cuya luz nos alcanzó en 1987 estaba en la Gran Nube de Magallanes, una galaxia de nuestro grupo local que puede verse en el cielo del hemisferio sur. Fue el anuncio de la agonía de una estrella llamada hasta entonces Sanduleak 69 202; en su última fase, de gigante roja, tenía un diámetro que era unas 40 veces el del Sol. Se encontraba a 160 000 años luz de nosotros, lo que significa que la estrella reventó hace 160 000 años. Es posible que muchas «estrellas nuevas» observadas en tiempos antiguos fueran supernovas, por ejemplo la estrella observada durante el nacimiento de Jesús. Como las estrellas grandes viven poco, las supernovas vienen fertilizando el campo interestelar con productos químicos nuevos desde la formación de las primeras galaxias. El oro y la plata de nuestros anillos

proceden de una supernova. Sin supernovas no existiríamos[9].

Hay otra clase de supernova, la llamada supernova I-a, que se origina por la explosión de una enana blanca alimentada con material de las estrellas vecinas. Esta explosión es incluso más luminosa que las supernovas originadas por la muerte de estrellas grandes, y expulsa cantidades muy elevadas de hierro, junto con otros elementos pesados.

La muerte estelar es un capítulo fundamental de la historia de la vida en la Tierra, porque las estrellas forjaron las materias primas de nuestro mundo y la energía que nutre la biosfera. Los elementos más pesados que están dispersos por toda la galaxia se forjaron en estrellas y supernovas. Desde el origen del universo ha aumentado de manera proporcional la cantidad de elementos nuevos (aparte del hidrógeno y el helio). Sin el rico entorno químico originado por las estrellas y las supernovas no habría habido Tierra ni vida. Así pues, los elementos químicos que nos componen se forjaron en tres etapas: casi todo el hidrógeno y el helio se formaron durante el big bang, pero buena parte de los elementos restantes, desde el carbono (número atómico 6) hasta el hierro (número atómico 26), se formaron en el interior de estrellas de tamaños mediano y grande; la mayor parte de los restantes procede de supernovas. No es probable que la primera generación de estrellas, surgida durante la infancia del universo, hubiera podido engendrar vida. Las generaciones posteriores, a las que pertenece el Sol, sí pudieron.

 

LA CREACIÓN DEL SOL

 

A semejanza de las demás estrellas, el Sol nació por el desplome gravitatorio de una nube de materia. Es probable que una supernova próxima precipitara el hundimiento. La onda expansiva de esta gran explosión sacudió las nubes gaseosas que se habían formado en una región de nuestro brazo espiral de la galaxia, a unos 27 000 años luz de su centro, punto que viene a estar a cuatro décimas partes del borde. El material de estas nubes se reorganizó, como le ocurre a la arena en la vibrante superficie de un tambor. Así nació toda una tribu estelar, con cientos de ejemplares.

Eran estrellas de segunda y tercera generación, porque se habían formado con material que contenía muchos elementos además del hidrógeno y el helio. Los gases primigenios componían el 98 por 100 del material de la nube de la que se formó el Sol (el hidrógeno sumaba alrededor del 72 por 100; el helio, alrededor del 27 por 100). Pero había otros elementos presentes, como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno (que hoy constituyen el 1,4 por 100 de toda la materia del universo), y también el hierro, el magnesio, el silicio, el azufre y el neón (que hoy constituyen el 0,5 por 100). Estos diez elementos, formados unos en el big bang y otros en el interior de estrellas grandes, representan casi el 0,03 por 100 de la masa de materia atómica presente en nuestra región de la galaxia; los elementos restantes se formaron

en supernovas[10]. La presencia de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio, y de muchos compuestos químicos simples, formados con estos elementos, explica por qué, a diferencia de las estrellas de primera generación, el Sol (y quizá muchas hermanas suyas) nació con un cortejo de satélites que son hoy los planetas de nuestro sistema (véase el capítulo 3).

Como en todas las estrellas, muchos rasgos del Sol están determinados por su tamaño. Es una estrella amarilla (tipo espectral G2), lo que quiere decir que está en el punto medio de la escala de luminosidad de las estrellas. No obstante, casi todas las

estrellas (alrededor del 95 por 100) son más pequeñas y más frías que él[11]. El Sol es muy grande en comparación con la Tierra. Su diámetro, de casi millón y medio de kilómetros, es más del cuádruple de la distancia que hay de la Tierra a la Luna. Sin embargo, el Sol no es lo bastante grande para desplomarse y convertirse en supernova cuando muera. Nació hace unos 4600 millones de años y morirá dentro de 4000 o 5000 millones. Lleva brillando un tercio de la vida del universo y está en la mitad del camino de la suya. Al igual que todas las estrellas, está impulsado por la tremenda y estable explosión nuclear que se produce en su núcleo, donde hay una temperatura de unos 15 millones de grados. En dicho núcleo, los átomos de hidrógeno se fusionan y forman los de helio, liberando grandes cantidades de energía luminosa. Los fotones producidos en estas reacciones pueden tardar millones de años en salir del denso núcleo solar y aparecer en la superficie. La temperatura de ésta es sólo de 6000 grados. Ya en la superficie, la energía recorre el sistema planetario y se sumerge en el espacio. Cuando los fotones alcanzan la superficie del Sol, empiezan a moverse a la velocidad de la luz. Después de pelear durante un millón de años con las congestionadas vías del mundo de las partículas subatómicas, los fotones tardan sólo ocho minutos en llegar a la Tierra, que está a 150 millones de kilómetros del Sol.

Sin el Sol es posible que no hubiera existido la Tierra ni aparecido la vida. Todos los planetas de nuestro sistema se han formado con las sobras del Sol y dentro de su campo gravitatorio. Y el Sol suministra casi toda la energía lumínica y calórica que mantiene la vida en la Tierra. Es la batería que mueve los complejos procesos geológicos, atmosféricos y biológicos que se producen en la superficie de nuestro planeta.

 

LA ESCALA DEL UNIVERSO

 

El universo comenzó teniendo un tamaño inconcebiblemente pequeño y hoy es inconcebiblemente grande. En cualquier caso, para que nuestra historia de la creación tenga sentido es necesario que, además de comprender la escala temporal a la que se cuenta, se comprenda también la escala espacial. Nunca comprenderemos del todo estas escalas, pero vale la pena intentarlo.

Si el universo tiene 13 000 millones de años de antigüedad, significa que no podemos ver nada que esté a más de 13 000 millones de años luz de nosotros, porque nada viaja más rápido que la luz, y esa distancia es la máxima que ha podido recorrer la luz desde el origen del universo. Ahora bien, el universo podría ser mayor, porque la idea de inflación sugiere que el espacio-tiempo en que está encuadrado el universo se dilató, durante el primer segundo de vida de este último, a una velocidad superior a la de la luz. Si fue así, el universo real podría ser millones de veces más grande que el universo observable. En realidad, si diferentes partes experimentaron expansiones independientes, podría haber millones de universos, con ligeras diferencias en las leyes físicas de cada uno.

En la práctica, sin embargo, ni siquiera podemos abarcar todo el universo visible. Para pasar del tamaño de la partícula subatómica más pequeña al cúmulo de galaxias mayor que se conoce tenemos que multiplicar por diez 36 veces. El cúmulo de galaxias más grande es 1036 veces mayor que la partícula más pequeña que

conocemos[12]. Esta forma de decir las cosas no nos impresiona mucho; incluso para ponernos a pensar en estas escalas tenemos que esforzar un poco la imaginación. Puede que con un pequeño experimento mental nos hagamos una ligera idea de lo que son las escalas muy grandes.

Cada galaxia grande, como la Vía Láctea, contiene alrededor de 100 000 millones de estrellas. Las galaxias mayores pueden contener hasta un billón, mientras que las galaxias enanas, que son más numerosas, pueden tener alrededor de 10 millones, de manera que 100 000 millones podría corresponder al tamaño de la galaxia media. Por lo que sabemos, en el universo observable hay alrededor de 100 000 millones de galaxias. ¿Cuánto es 100 000 millones? Imaginemos un montón de 100 000 millones de granos de arroz: para contenerlos sería necesario un edificio del tamaño de la

Ópera de Sidney[13]. Esto puede dar una idea de la cantidad de estrellas que hay sólo en nuestra galaxia. Para representarnos la cantidad de estrellas que hay en todo el universo visible tendríamos que construir cien mil millones de teatros de ópera y llenarlos todos de arroz. (El total de los granos de arroz podría equivaler aproximadamente al total de los granos de arena de todos los desiertos y playas de la

Tierra)[14]. Pero concentrémonos en una sola ópera e imaginemos que es nuestra galaxia, la Vía Láctea. Si construyéramos una maqueta de la Vía Láctea con el arroz, ¿qué distancia habría entre el Sol, al que ponemos en el centro de la Ópera de Sidney, y el grano de arroz más cercano? La estrella más cercana a nosotros es Próxima de Centauro, que forma parte del sistema triple de Alfa Centauro y es la tercera estrella más brillante del cielo nocturno. Si el Sol fuera un grano de arroz situado en el centro de la Ópera de Sidney, Próxima de Centauro estaría cerca de la ciudad australiana de Newcastle, que está a unos 100 kilómetros de distancia, lo cual representa sólo 4,35 años luz (más de 40 billones de km). En total hay unas veintiséis estrellas a menos de 12 años luz de la Tierra. (Una es Sirio, que es veintitrés veces más luminosa que el Sol y la estrella más brillante del firmamento nocturno, a causa de su proximidad — está sólo a 8,6 años luz— y porque su masa es más de dos veces la del Sol). Para empezar a captar el tamaño de nuestra galaxia, imaginemos todo el arroz de la ópera esparcido según esta escala.

Busquemos otra comparación. Un reactor tarda cuatro o cinco horas en cruzar un continente como Australia o América del Norte. ¿Cuánto tardará este mismo reactor en llegar al Sol? (¿Cuántas comidas de avión tendremos que tomar antes de llegar allí?). En un Boeing 747 y a unos 900 km por hora tardaríamos casi veinte años en llegar al Sol, que está a unos 150 millones de kilómetros. En llegar a nuestra vecina más cercana, Próxima de Centauro, y viajando en el mismo reactor, tardaríamos más de cinco millones de años. Tal es la distancia que hay entre los vecinos de al lado en una ciudad galáctica de 100 000 millones de estrellas. Para percatarnos del tamaño de toda la Vía Láctea, recordemos que la luz tarda sólo ocho minutos en llegar del Sol a la Tierra, pero tarda cuatro años y cuatro meses en llegar a Próxima de Centauro. Para llegar al centro de la galaxia, esa misma luz tendría que seguir viajando durante 30 000 años, 10 000 veces la distancia que hay entre el Sol y Próxima de Centauro.

Jugando con estos improvisados experimentos mentales podemos representarnos por encima las dimensiones del universo. Además, nos sugieren la pequeñez absoluta de las escalas que nos afectan habitualmente en tanto que seres humanos. En la escala del universo, el Sol y la Tierra son motas de materia infinitamente pequeñas.

Estos cálculos sugieren otra cosa que interesa para comprender la historia humana. El lugar que ocupa la Tierra en el universo no es en absoluto un hecho aleatorio. Existimos únicamente porque estamos en una región atípica. Casi todo el espacio está vacío y es frío. En realidad, nuestros experimentos mentales se han referido sólo a una galaxia, a una región del espacio que contiene cantidades insólitas de materia. Fuera de las galaxias, la materia es mucho menos densa. La Tierra está en una región inusualmente abundante en materia, en una galaxia grande en que las supernovas han generado un amplio abanico de elementos. En el interior de esa galaxia, nos encontramos en una región de formación estelar, cerca de una estrella madura. Incluso en el disco (núcleo) de la galaxia, que es su parte más densa, hay regiones vacías que por lo general sólo contienen un átomo en cada molécula cúbica. En la atmósfera terrestre, en cambio, puede haber 25 billones de moléculas en ese

mismo espacio[15]. Y cruzando esta materia está la energía que emite el Sol cada segundo que pasa. En otras palabras, la historia humana se ha desarrollado en una bolsa del universo que abunda en materia y desborda energía. Lo que posibilitó la vida fue la extraordinaria riqueza y complejidad de este entorno.

 

RESUMEN

 

Cuando el universo tenía alrededor de 300 000 años, consistía básicamente en gigantescas nubes de hidrógeno y helio. Allí estaban las materias primas con las que se formarían las estrellas y las galaxias del futuro. Cuando el universo tuvo alrededor de mil millones de años, aparecieron las primeras estrellas, en regiones donde el hidrógeno y el helio estaban más concentrados. La gravedad comprimía las densas nubes gaseosas y formaba discos planos y giratorios de una variedad de tamaños. En las escalas menores había nubes de materia aproximadamente del tamaño del sistema solar. Al comprimirse, los núcleos se calentaban hasta que el hidrógeno empezaba a fusionarse y a convertirse en helio. Estas reacciones nucleares liberaban energía que impedía que el centro se comprimiera aún más; así se formaron los estables núcleos de las estrellas. Las estrellas consumen hidrógeno. Cuando se agota, las estrellas grandes pueden consumir helio, incluso elementos más complejos, hasta llegar al hierro, momento en el que la fusión exige más energía de la que hay. Las estrellas mayores consumen el combustible con rapidez y al final se hunden con una gran explosión que se conoce con el nombre de supernova. En el interior de las supernovas es donde se engendran los elementos químicos más complejos. Las estrellas menores consumen más despacio y a temperaturas inferiores, viven más tiempo y cuando se quedan sin combustible se enfrían con más discreción.

Gracias a las estrellas, a su vida y a su muerte, vivimos en un universo químicamente más complejo. La verdad es que los objetos complejos que pueblan la Tierra y nuestra historia no habrían existido en el entorno del universo primitivo, que era mucho más simple.

 

LECTURAS COMPLEMENTARIAS

 

Alchemy of the Heavens (1996) de Ken Croswell es una buena introducción a la vida de las estrellas, mientras que La aventura del Universo (1988) de Timothy Ferris cuenta de manera magistral la historia de la astronomía moderna. Our Cosmic Origins (1998) de Armand Delsemme es una buena introducción y The Scientific Companion 2 (1995) de Cesare Emiliani proporciona detalles técnicos en una exposición muy accesible. Las obras de Isaac Asimov son muy amenas, pero están ya anticuadas. Genesis (1981) de John Gribbin es una soberbia historia del universo y de nuestro lugar en él, contada en clave de divulgación, pero como la cosmología cambia tan aprisa, también este libro empieza a estar anticuado. Seis números nada más (2000) de Martin Rees y Life of the Cosmos (1998) de Lee Smolin nos introducen en el campo de las teorías de la astronomía moderna. Con Cosmic Evolution (2001), Eric Chaisson nos presenta un fascinante intento de definir el nivel de complejidad que encontramos en las estrellas. «Our Place in the Universe» (2002), un breve trabajo de Charles Lineweaver, explica la «geografía» del universo y las escalas espaciales.

DURACIÓN 3.1. Escala de la Tierra, la biosfera y «Gaia»: 4500 millones de años.