La evolución de la complejidad química del Universo

Mª Magdalena Fernández Puertas »

Hubo una frase que quedó gradaba en mi mente mientras veía la serie Cosmos: “We are made of star stuff” (“Estamos hechos de materia de estrella”) [Carl Sagan 1934-1996]. Es una frase, no sólo bella, sino llena de significado para un amante de la Química. Otro eminente científico y esta vez español, Joan Oró (1923-2004), bioquímico y descubridor en 1959 de la síntesis de la adenina, dijo:

Estas reflexiones te llevan a preguntarte: ¿cómo evolucionó el universo desde sus inicios para dar lugar a lo que hoy conocemos? ¿De dónde surge la complejidad química actual?

Hagamos un pequeño viaje por el paradigma actual de la Física en este sentido, un breve repaso por las teorías que intentan arrojar luz sobre el nacimiento y posterior evolución de nuestro Universo.

Actualmente, gracias a lo que hemos podido deducir de observaciones precisas de la radiación cósmica de fondo tomadas por la sonda WMAP, los científicos se mueven por la cifra de 13.750 ± 130 millones de años para establecer el comienzo del Universo que conocemos, lo que han venido a denominar “Big Bang” o Gran Explosión. Es tan sólo una etiqueta para nombrar ese primer instante, ya que ni siquiera el espacio-tiempo existía antes de tal evento.

Esta etiqueta nos sirve para denominar el cambio que experimentaron las dimensiones de nuestro Universo. De las 11 dimensiones que actualmente se cree que existen, una se convirtió en el tiempo, tres crecieron exponencialmente y siete permanecieron plegadas sobre sí mismas. Fruto de esa expansión, una colosal cantidad de energía, empezó a manifestarse desde el nivel cuántico. Einstein (1879-1955), demostró [E=mc²] que la materia es una forma de energía condensada. Esto explica que cuando apenas habían transcurrido 10^-36 s tras el Big Bang, la energía empezó a condensarse en un denso plasma formado por partículas con mucha masa, que se movían con velocidades cercanas a las de la luz. Aparecían por parejas para aniquilarse mutuamente un instante después de aparecer, volviendo a la forma de energía no condensada.

A medida que el Universo se expandía y se enfriaba, la densidad de energía descendió hasta que las partículas virtuales ya no podían formarse. Su lugar lo ocuparon finalmente los quarks, gluones y electrones con sus respectivos opuestos de antimateria. Estas partículas tienen una masa mucho menor, son más estables y por tanto más longevas, lo que permitiría formar la materia de la que está hecho todo lo que vemos.

Para cuando el Universo había alcanzado los 10^-5 s de edad, ya habían acaecido más de 100 etapas. Se produce entonces la 3ª ruptura de simetría que entre otras cosas producirá un exceso de quarks respecto a los anti-quarks, rompiendo la paridad en una parte por billón. Este diminuto excedente de partículas no tendrá antipartículas con las que aniquilarse y serán los protagonistas de la siguiente fase.

La temperatura del Universo ha descendido en picado hasta los diez mil millones de Kelvin. A esa temperatura la energía de los quarks supervivientes a las aniquilaciones ha disminuido hasta permitir su confinamiento formando cadenas de gluones. Se agruparán entonces de 2 en 2 formando bosones y de 3 en 3 formando bariones, partículas que pronto adquirirán entidad propia. De las 6 familias de quarks que existen, los quarks up y los quarks down son las familias más conocidas. Dos quark down y uno up forman un neutrón, dos up y uno down forman un protón. Protones, neutrones y electrones reciben el nombre de partículas subatómicas.

A los 3 minutos tras el Big Bang, la temperatura ha descendido hasta los mil millones de Kelvin. A esa temperatura son los protones y neutrones los que pueden comenzar a combinarse para dar lugar a los núcleos atómicos de los elementos más sencillos que conocemos: protio, deuterio, tritio, helio-3, helio-4 y litio, junto con cantidades marginales de elementos más pesados. Los isótopos formados serán un 75% formas de hidrógeno (protio, deuterio y tritio); un 23% formas de helio (helio-3 y Helio-4); y un 2% formas de litio y otros elementos. Pero a mil millones de grados Kelvin los electrones aún se movían frenéticamente. Hubo que esperar 380.000 años hasta que la temperatura descendió por debajo de los tres mil Kelvin y la atracción electromagnética fue entonces capaz de capturar los electrones entorno a los núcleos. Habían nacido los primeros átomos neutros del Universo y este, libre de agitación, devino transparente como es ahora.

A partir de este momento los acontecimientos se precipitan, la gravedad comienza a dominar agregando la materia en grumos que se calientan a medida que colapsan. En el centro de estas agregaciones, la presión y la concentración de materia incrementa la temperatura hasta el millón de Kelvin, suficiente para que los átomos de hidrógeno comiencen a fusionarse en átomos de helio liberando colosales cantidades de energía. Se produce una reacción en cadena sostenida cuyo calor compensa el empuje de la gravedad que tiende a aplastar la materia sobre sí misma. ¡Así nace una estrella! Cuando el hidrógeno de las capas centrales de la estrella se agota, la fusión comienza a disminuir su rendimiento energético. La estrella comienza de nuevo a colapsar pero a medida que la gravedad la comprime, la temperatura se incrementa brutalmente alcanzando los cien millones de grados Kelvin, lo que permite comenzar la fusión de helio en carbono. La estrella quemará combustibles cada vez más pesados eludiendo el colapso gravitatorio pero no eternamente, el proceso sólo es sostenible hasta sintetizar núcleos de hierro. A partir de ese elemento la fusión requerirá más energía de la que produce.

La 1ª generación de estrellas estaba formada por estrellas de hasta mil veces la de nuestro Sol, con vidas muy breves (máx. un millón de años para las más pequeñas), sin planetas en sus sistemas, cambios constantes y violentos, lo que hace inviable la evolución biológica y terminan su vida en supernovas de gran poder destructivo, capaces de sintetizar elementos más pesados que el Hierro que quedarían diseminados entorno a ellas y formarían nebulosas.

De las cenizas de la 1ª generación de estrellas, nace la siguiente. La 2ª generación poseía estrellas que rara vez alcanzan las 250 masa solares, su vida media se sitúa entorno a los cien millones de años, presentan planetas en sus sistemas aunque escasos en número y poseen una pequeña estabilidad que podría permitir una evolución biológica básica. Se extinguen como supernovas.

La 3ª generación la forman estrellas mayoritariamente entre 0,5 y 3,5 masas solares, su vida es de doce mil millones de años, alcanzando los 700.000. Están acompañadas por un gran número de planetas y son muy estables, lo que posibilita las evoluciones biológicas complejas. Menos del 0,0001% se extinguen como supernovas. Este proceso es lo que dio lugar a la riqueza química que hoy en día presenta nuestro Universo.

Los últimos estudios constataron que en las nebulosas se forman moléculas orgánicas, los ladrillos de la vida que conocemos. Incluso se forman compuestos que no pueden hacerlo de manera natural aquí en la Tierra. No se descarta que puedan originarse también estructuras y formas de vida elementales, aunque aún no lo hemos visto. Lo que si se ha detectado son más de 50 compuestos en nebulosas a millones de años luz de la Tierra, entre ellos agua, aminoácidos, hidrocarburos y glúcidos.

Todo esto nos hace reflexionar en esas palabras de Oró y Sagan: todo lo que podemos observar está hecho del mismo “polvo de estrellas”, nosotros incluidos… No sabemos qué maravillas nos depara aún el Universo en campos tan apasionantes como la química estelar o la física de partículas. Hace unos días (04-07-12) los científicos del LHC anunciaron que creen haber encontrado una partícula consistente con el modelo del bosón de Higgs (partícula elemental encuadrada en el modelo estándar de partículas que recibe el nombre de Peter Higgs, quien la hace responsable de dotar a la materia de masa). Este descubrimiento, de confirmarse, puede abrir un horizonte nuevo tanto en la Física como en la Química para llegar a conocer aún mejor la composición de nuestro Universo, porque recordemos que actualmente la Química, por ejemplo, trabaja sobre la materia bariónica que supone tan sólo un 4% de la composición de nuestro Universo según los modelos cosmológicos actuales. ¿Qué otras cosas encontraremos en ese 96% restante? Será apasionante descubrirlo.

Referencias

• “Las raíces cósmicas de la vida”, Josep M. Trigo Rodríguez
• “La Química del Universo y el Origen de la Vida”, Jesús Martín Pintado

Asesoramiento: Paradigma actual de la Física: Juan Carlos Rodríguez Martorell.