Tiempo, Temperatura y Rupturas de Simetría

Estoy leyendo Hiperespacio, de Michio Kaku, en su explicación de la Evolución del Universo (Capítulo: De los cubos de hielo a las supercuerdas). Cuando calentamos hielo, se produce una transición de fase y se convierte en agua. Si continuamos aumentando la temperatura, el agua pasa a estado gaseoso. A temperaturas todavía mayores, las moléculas se rompen y aparecen por separado el hidrógeno y el oxígeno. Si seguimos aportando energía, los electrones se separan de los núcleos y la materia se transforma en plasma.

A temperaturas extremas, los núcleos atómicos dejan de mantenerse unidos, después, protones y neutrones pierden también su estructura interna y aparece un plasma de quarks y gluones. Al final, en los regímenes de energía más elevados, las diferencias entre las fuerzas fundamentales podrían desaparecer.

La idea que subyace:

A mayor temperatura, mayor es la simetría de la naturaleza.

Michio Kaku invierte el razonamiento. En lugar de seguir calentando el cubo de hielo, propone recorrer el proceso en sentido contrario: imaginar el enfriamiento de la materia supercaliente surgida del big bang. De este modo, la evolución del Universo puede entenderse como una sucesión de expansiones, enfriamientos, transiciones de fase y rupturas de simetría.

El Universo como un proceso de enfriamiento

Nuestras teorías físicas no permiten describir un supuesto momento inicial con t = 0. El primer límite que podemos identificar es el tiempo de Planck, aproximadamente 10⁻⁴³ segundos después del comienzo de la expansión. La temperatura asociada a esta etapa es del orden de 10³² kelvin.

A partir de ese momento, el Universo comenzó a expandirse y, con la expansión, a enfriarse. Cada descenso de temperatura permitió que aparecieran nuevas estructuras: primero se diferenciaron las fuerzas, después se formaron las partículas, más tarde los núcleos, luego los átomos y, finalmente, las estrellas, las galaxias, los planetas y la vida. La temperatura funciona, por tanto, como una especie de reloj cósmico.

Una cronología térmica del Universo

Tiempo después del big bang	Temperatura aproximada	Proceso principal
10⁻⁴³ segundos	10³² K	Época de Planck. La gravedad cuántica sería necesaria para describir el Universo.
10⁻³⁶ – 10⁻³² segundos	Dependiente del modelo	Inflación cósmica y posterior recalentamiento.
10⁻¹² segundos	10¹⁵ K	Ruptura de la simetría electrodébil.
10⁻⁵ segundos	10¹² K	Los quarks comienzan a quedar confinados en protones y neutrones.
1 segundo	10¹⁰ K	El Universo contiene protones, neutrones, electrones, neutrinos y radiación.
3 minutos	10⁹ K	Nucleosíntesis primordial: se forman los primeros núcleos.
380.000 años	3000 K	Se forman los primeros átomos y el Universo se vuelve transparente.
100 – 400 millones de años	Decenas de kelvin en la radiación de fondo	Aparecen las primeras estrellas y galaxias.
9.200 millones de años	—	Se forma el sistema solar.
13.800 millones de años	2,725 K en el fondo cósmico	Universo actual.

Las cifras correspondientes a las primeras etapas son aproximadas. Los tiempos y temperaturas relacionados con la inflación, la gran unificación o la gravedad cuántica dependen de modelos teóricos que todavía no han sido confirmados experimentalmente.

10⁻⁴³ segundos: el límite de la física conocida

En el tiempo de Planck, la temperatura habría sido aproximadamente de 10³² K. Las energías eran tan elevadas que no podemos describir el Universo utilizando por separado la relatividad general y la mecánica cuántica. La relatividad general explica la gravedad y la estructura del espacio-tiempo a gran escala. La mecánica cuántica describe el comportamiento de la materia y las interacciones a escalas microscópicas. Sin embargo, en condiciones tan extremas, ambas teorías tendrían que actuar simultáneamente. Necesitaríamos, por tanto, una teoría cuántica de la gravedad.

Michio Kaku sitúa aquí la posible intervención de la teoría de supercuerdas, las dimensiones adicionales y una simetría primordial que incluiría todas las interacciones fundamentales. Es una imagen que pertenece al terreno de la física teórica, desconocemos qué ocurrió realmente en esta etapa. Lo que sí sabemos es que nuestras teorías actuales encuentran aquí su límite.

Inflación: una expansión extraordinariamente rápida

Entre aproximadamente 10⁻³⁶ y 10⁻³² segundos, el Universo pudo atravesar una etapa de expansión acelerada denominada inflación cósmica. Durante un intervalo tan breve, una región microscópica aumentó considerablemente de tamaño. Esta expansión permitiría explicar por qué el Universo observable es tan homogéneo y por qué regiones muy alejadas presentan propiedades físicas semejantes. La inflación también habría amplificado pequeñas fluctuaciones cuánticas. Con el paso del tiempo, esas diminutas irregularidades se convertirían en las semillas de las futuras galaxias, cúmulos y grandes estructuras del Universo.

Durante la inflación, el Universo pudo enfriarse para después experimentar un proceso de recalentamiento, en el que la energía responsable de la expansión se transformó en partículas y radiación. La inflación es un marco dentro de la cosmología moderna, pero desconocemos cuál fue el mecanismo físico concreto que la produjo.

10⁻¹² segundos: se separan las fuerzas electromagnética y débil

Cuando la temperatura descendió hasta aproximadamente 10¹⁵ K, el Universo atravesó la escala electrodébil. A temperaturas superiores, las interacciones electromagnética y débil se comportaban como manifestaciones de una misma interacción. Al enfriarse el Universo, esta simetría se rompió y ambas comenzaron a presentarse como fuerzas diferentes. El campo de Higgs adquirió su estado actual y las partículas elementales obtuvieron las masas con las que hoy las conocemos.

Esta es una de las ideas más importantes:

Cuando el Universo se enfría, pierde simetría, pero gana estructura, diversidad y complejidad.

En un estado de alta energía, la naturaleza es más uniforme. Al descender la temperatura, aparecen diferencias entre partículas, fuerzas y estados de la materia.

10⁻⁵ segundos: del plasma de quarks a protones y neutrones

Durante las primeras millonésimas de segundo, la temperatura era del orden de 10¹² K. El Universo estaba formado por un plasma extremadamente caliente de quarks y gluones. Los quarks todavía podían moverse de forma casi libre y no se encontraban confinados dentro de partículas compuestas. Al continuar el enfriamiento, la interacción fuerte comenzó a mantenerlos agrupados. Se formaron protones, neutrones y otras partículas denominadas hadrones. Desde ese momento, los quarks dejaron de aparecer libremente en el Universo ordinario. Permanecieron confinados dentro de las partículas que más adelante formarían los núcleos atómicos.

Los grandes aceleradores actuales intentan reproducir durante instantes condiciones parecidas mediante colisiones de núcleos pesados. De este modo, podemos estudiar experimentalmente estados de la materia que existieron durante las primeras fracciones de segundo del Universo.

Un segundo: la materia básica ya está presente

Cuando había transcurrido aproximadamente un segundo, la temperatura había descendido hasta unos 10¹⁰ K. El Universo contenía protones, neutrones, electrones, positrones, neutrinos y una enorme cantidad de radiación. Sin embargo, todavía era demasiado caliente para que protones y neutrones pudieran permanecer unidos de manera estable. Cada vez que se formaba un núcleo, las colisiones energéticas tendían a destruirlo. En torno a este periodo, los neutrinos dejaron de interactuar eficazmente con el resto de la materia y comenzaron a propagarse de forma casi libre. En principio, debería existir un fondo cósmico de neutrinos, análogo al fondo cósmico de microondas, aunque su detección directa resulta muy complicada.

Es sorprendente pensar que, antes de que hubiera transcurrido un solo segundo, ya estaban presentes buena parte de los componentes fundamentales de la materia ordinaria.

Tres minutos: los primeros núcleos

Aproximadamente tres minutos después del big bang, la temperatura había descendido hasta alrededor de 10⁹ K. Las colisiones ya no eran lo suficientemente energéticas como para destruir inmediatamente todos los núcleos que se formaban. Comenzó entonces la nucleosíntesis primordial. Protones y neutrones se combinaron para producir núcleos de hidrógeno y helio, junto con pequeñas cantidades de deuterio, helio-3 y litio. El proceso duró solo unos minutos. La expansión redujo rápidamente la temperatura y la densidad, impidiendo la formación de cantidades significativas de elementos más pesados. La composición química primordial del Universo quedó así establecida: una gran cantidad de hidrógeno, una proporción importante de helio y pequeñas trazas de algunos núcleos ligeros. Los elementos más pesados, carbono, oxígeno, silicio o hierro, todavía no existían. Tendrían que fabricarse mucho después en el interior de las estrellas.

380.000 años: nacen los átomos y aparece la luz libre

Durante cientos de miles de años, el Universo continuó siendo un plasma caliente. Los electrones se movían libremente y los fotones chocaban constantemente con ellos. La luz no podía recorrer grandes distancias. El Universo era opaco, como el interior de una niebla extraordinariamente densa. Cuando la temperatura descendió hasta aproximadamente 3000 K, los electrones pudieron permanecer unidos de forma estable a los núcleos. Se formaron los primeros átomos neutros, principalmente de hidrógeno y helio. Este proceso recibe el nombre de recombinación, aunque, en realidad, era la primera vez que electrones y núcleos se combinaban de forma estable. Al desaparecer gran parte de los electrones libres, los fotones dejaron de dispersarse continuamente. El Universo se volvió transparente y la luz comenzó a viajar libremente por el espacio.

Esa radiación continúa llegando hasta nosotros. La expansión del Universo ha estirado sus longitudes de onda y ha reducido su temperatura desde unos 3000 K hasta aproximadamente 2,725 K. Es el fondo cósmico de microondas, una de las principales evidencias observacionales del modelo del big bang.

Las edades oscuras y el nacimiento de las primeras estrellas

Después de la recombinación comenzó un periodo conocido como las edades oscuras. El Universo ya era transparente, pero todavía no existían estrellas que produjeran luz visible. El espacio estaba ocupado principalmente por hidrógeno, helio, materia oscura y radiación. La distribución de la materia no era uniforme. Existían pequeñas regiones ligeramente más densas, originadas a partir de las fluctuaciones iniciales. La gravedad fue amplificando esas diferencias. El gas comenzó a concentrarse en torno a las regiones dominadas por materia oscura.

Cuando algunas de estas acumulaciones alcanzaron densidad y temperatura suficientes, se encendieron las primeras estrellas. Probablemente aparecieron entre cien y varios cientos de millones de años después del big bang. Estas primeras estrellas debieron de ser muy diferentes de muchas de las actuales: masivas, calientes y compuestas casi exclusivamente por hidrógeno y helio. En sus núcleos comenzaron a producirse los primeros elementos pesados. Cuando algunas de ellas explotaron como supernovas, dispersaron esos elementos por el espacio. El Universo comenzó así a enriquecerse químicamente.

Galaxias, cuásares y grandes estructuras

Las primeras estrellas no permanecieron aisladas. Se agruparon formando las primeras galaxias, que crecieron mediante la incorporación de gas y la fusión con otras galaxias. En sus regiones centrales comenzaron a formarse agujeros negros de gran masa. Cuando estos agujeros negros atraían grandes cantidades de materia, producían una enorme emisión de energía y aparecían los cuásares. El Universo dejó de ser una distribución casi uniforme de gas para transformarse progresivamente en una compleja red cósmica de galaxias, filamentos, cúmulos y grandes vacíos. Toda esta estructura procede de pequeñas irregularidades iniciales que fueron amplificadas por la gravedad durante miles de millones de años.

El Sistema Solar y la aparición de la vida

El sistema solar se formó hace aproximadamente 4600 millones de años, unos 9200 millones de años después del big bang. Una nube de gas y polvo, enriquecida por generaciones anteriores de estrellas, colapsó bajo la acción de la gravedad. En el centro se formó el Sol y, alrededor, los planetas, asteroides y demás cuerpos del sistema solar. La Tierra apareció dentro de ese proceso. Los átomos que forman nuestro planeta y nuestros cuerpos no fueron creados en los primeros minutos del Universo. El carbono, el oxígeno, el calcio o el hierro se produjeron en el interior de estrellas anteriores al Sol y fueron liberados al espacio mediante explosiones estelares.

Somos materia fabricada por estrellas, "polvo de estrellas".

Mucho después de la formación de la Tierra aparecieron las primeras formas de vida. Y, tras una larga evolución, una pequeña especie surgida en el tercer planeta de una estrella ordinaria comenzó a preguntarse por el origen del Universo.

De 10³² a 2,725 kelvin

La evolución térmica del Universo es difícil de imaginar:

• En el tiempo de Planck, la temperatura característica era de aproximadamente 10³² K.

• En la época electrodébil, había descendido hasta unos 10¹⁵ K.

• Durante la formación de protones y neutrones era del orden de 10¹² K.

• Al cabo de un segundo, rondaba los 10¹⁰ K.

• A los tres minutos, era aproximadamente de 10⁹ K.

• Cuando se formaron los átomos, había descendido hasta unos 3000 K.

• En la actualidad, el fondo cósmico de microondas tiene una temperatura media de 2,725 K.

La historia completa puede resumirse como un proceso de expansión y enfriamiento. Cada descenso de temperatura implica nuevas posibilidades físicas. A temperaturas extremas no podían existir átomos, núcleos ni siquiera protones y neutrones. Conforme el Universo se enfrió, la materia pudo organizarse en estructuras más complejas. Primero aparecieron las partículas compuestas. Después, los núcleos. Más tarde, los átomos. Luego, las estrellas, las galaxias, los planetas y, finalmente, la vida.

Una historia de simetría y complejidad

La explicación de Michio Kaku permite interpretar la evolución cósmica como una sucesión de rupturas de simetría. En el Universo primitivo, las altas temperaturas ocultaban las diferencias que hoy observamos. Algunas de las fuerzas fundamentales podían comportarse como una sola. Las partículas no tenían necesariamente las propiedades actuales y la materia se encontraba en estados completamente distintos. Al enfriarse el Universo, las simetrías se fueron rompiendo. Las fuerzas se diferenciaron, las partículas adquirieron masa y la materia comenzó a organizarse. Podría parecer que romper una simetría implica introducir desorden. Sin embargo, en este caso ocurre algo más profundo: la pérdida de simetría permite la aparición de diversidad y complejidad.

La naturaleza se hace menos uniforme, pero mucho más rica.

Una explicación extraordinaria en muy poco espacio

En Hiperespacio Michio Kaku es capaz de condensar una historia inmensa en muy poco espacio. Mediante la imagen de un cubo de hielo que se calienta y recorriendo después el proceso en sentido inverso, consigue explicar cómo la materia puede pasar por estados completamente diferentes al variar la temperatura. La analogía permite comprender que las partículas, las fuerzas y las estructuras actuales no tuvieron por qué existir desde el principio. Fueron apareciendo progresivamente, a medida que el Universo se expandía y enfriaba.

En menos de un segundo se diferenciaron interacciones fundamentales y se formaron protones y neutrones. En pocos minutos aparecieron los primeros núcleos. Hubo que esperar 380.000 años para que se formaran los átomos, cientos de millones de años para las primeras estrellas y más de nueve mil millones de años para que naciera el sistema solar.

Hoy, 13.800 millones de años después, continuamos observando las huellas de todas esas etapas. Las encontramos en la abundancia de los elementos ligeros, en el fondo cósmico de microondas, en la distribución de las galaxias y en las partículas que forman la materia.

La evolución del Universo es, en definitiva, una historia de tiempo y temperatura:

Una historia en la que el enfriamiento rompe las simetrías, diferencia las fuerzas y permite que aparezca la complejidad.

Y quizá lo más grande sea que una parte del propio Universo haya llegado a ser capaz de reconstruir su historia y preguntarse por aquello que ocurrió casi en el instante de su nacimiento.