Asunto:    | Orígenes y actividad mental
Fecha:     | 29 oct 2007
Message-ID: | 13icdoqg50tosf7@corp.supernews.com

Zoe dijo:

> Me gustaría trabajar con la comprensión actual del Big Bang
> actividad antes de seguir masticando las leyes de la inteligencia.

> Dando por hecho que no hay una respuesta segura sobre cómo se
> formaron los elementos tras el big bang -- salvo quizá el helio y el hidrógeno --
> -- pero que seguramente aparecieron finalmente (tal vez
> de supernovas), me gustaría empezar desde ese punto.

> Bien, así que aquí tenemos algunos elementos básicos distribuidos al azar
> por todo el universo y en gran cantidad. El espacio se vería
> algo como esto, multiplicado muchas y muchas veces, ¿supongo?

Robert Grumbine responde:

Como se ha explicado muchas veces, pero parece necesaria la repetición, no.

Él empieza retrocediendo el reloj del tiempo para explicar cómo
hemos llegado hasta aquí:

Comencemos por el otro extremo. Observamos que el universo se está expandiendo: todos los puntos se apartan de todos los demás puntos. Entonces podemos preguntar qué sucede si miramos hacia atrás en el tiempo: nuestra expectativa es, en primer lugar, que los puntos se acercarían entre sí. Por física elemental, sabemos que si se acercan objetos (en particular gases, y estos constituyen gran parte de la materia observable del universo), se calientan. Podemos llevar esta física elemental hacia atrás hasta un punto en el que la temperatura del universo sería, en lugar de los 3 K actuales, de alrededor de 3000 K. A tales temperaturas (un poco por debajo de la 'superficie' observable del sol), el hidrógeno está completamente ionizado y es opaco a la radiación (al menos si las densidades son suficientemente altas, como lo son para el universo temprano).

Podemos seguir retrocediendo el universo en el tiempo, si usamos física menos evidente. Seguimos comprimiendo el universo y su gas (sea cual sea) hasta que alcance densidades y temperaturas de núcleo estelar. En ese punto (estamos aproximándonos desde el lado frío, recuerda, el lado moderno), la fusión de hidrógeno en helio es eficiente. A medida que pasamos ese punto (alejándonos del presente), los núcleos se vuelven más calientes y densos: tan calientes y densos que elementos pesados, como el oxígeno y el carbono, se desintegran en las colisiones al menos tan rápido como se ensamblan mediante los procesos de fusión. Mucho antes de eso, no hay partículas nucleares de las que preocuparse. En cualquier caso, el resultado de esta etapa de núcleo estelar en la historia del universo es que borra cualquier cosa mayor que hubiera podido formarse en la historia anterior y nos deja con solo una distribución (computable y observada) de hidrógeno, helio y una traza de litio.

Entonces observa cómo se están desarrollando ahora las cosas:

Todos los elementos más pesados que esos (quizá haga falta hacer una salvedad por las cantidades casi nulas de berilio) están claramente _not_ uniformemente distribuidos por todo el universo. Todos se producen en núcleos estelares y son distribuidos por novas y supernovas. Ni la ubicación de las estrellas ni la distribución de esas erupciones es aleatoria en el espacio. Las estrellas, por ejemplo, son mucho más comunes dentro de las galaxias que fuera de ellas, y las galaxias están muy lejos de estar distribuidas de forma uniforme. Además, las galaxias mismas evolucionan. Nuevas estrellas (como nuestro Sol) se forman con las cenizas de estrellas viejas. Esto ocurre con mayor frecuencia donde hay más y más grandes estrellas (para producir supernovas). Mucho más frecuente hacia los núcleos de las galaxias o los brazos de las galaxias espirales.

Ahora espere un tiempo tras la explosión para que se formen algunos elementos pesados, como oxígeno, carbono, etc., y se disparen al medio interestelar de una galaxia de interés. La gran mayoría de los átomos siguen siendo _hidrógeno_ y _helio_. Las novas y supernovas aportan solo una traza (por masa, aún menor en número) de elementos pesados a las nubes.

Avancemos y consideremos una nube real. (Esto es varios pasos por delante de donde estás ahora). Las nubes reales (selecciono, por cierto, las más relevantes) son frías, relativamente oscuras debido a la protección de granos de polvo y partículas de hielo, y siguen teniendo densidad de vacío esencialmente. Sin duda, mejor vacío que el que producimos aquí en la Tierra en los laboratorios. Frío significa 10-100 K, que podemos reproducir en el laboratorio.

¿Qué clases de cosas suceden dentro de esta nube? Bueno, el hidrógeno llevaba mucho tiempo encerrado en moléculas de H2 (a medida que la nube se enfriaba). Pero ignoremos eso y consideremos (no obstante la realidad) que todos los átomos están solos. Consideremos mil millones de unidades de masa atómica a la vez (c.f. http://www.orionsarm.com/science/Abundance_of_Elements.html) 93% son átomos de hidrógeno, con la mayor parte del resto siendo helio. Como dije, solo una traza de otras cosas se añade a la mezcla. Así, en nuestra nube atómica, lo que ocurre mayoritariamente es que los átomos de hidrógeno rebotan contra átomos de hidrógeno. Si se mueven lo suficientemente rápido, se 'pegamento' y se vuelve una molécula H2. Si se mueven demasiado rápido, rebotan entre sí (posiblemente ionizando uno de ellos). Y si se mueven demasiado despacio, también simplemente rebotan entre sí. Si estos (o cualquier otra cosa) chocan con un átomo de helio, rebotan. Lo mismo ocurre con helio chocando con helio.

El calificativo de "lo bastante rápido" significa que hay que estudiar química si quieres entender qué está ocurriendo con más detalle. El tema involucrado es la cinética y/o la termodinámica de reacciones.

Entre esas trazas de elementos pesados, rigen las mismas reglas. Si colisionan con algo con lo que sea químicamente permisible combinar (un O y una H), entonces se combinan con una probabilidad relacionada con las condiciones (presión, velocidad relativa, posible estado electrónico excitado del participante) de la colisión. Esto también se aplica a colisiones entre moléculas de H2 y los átomos pesados aún "desnudos" (en nuestra conceptualización). En un tiempo astrofísicamente breve, los átomos de H se combinan en moléculas H2.

Las moléculas de elementos pesados se acumulan más lentamente. Las partículas se acumulan cuando/es donde resulta fácil apilar simplemente otra molécula sobre una estructura, como ocurre con hielo H2O o CO2, que bajo condiciones astrofísicas tienden bastante a pegarse entre sí. Cuando hay una barrera de estas, las reacciones pueden ocurrir sin trabas dentro de la nube. Luego siguen temperaturas bajas, lo que desacelera las cosas, pero esto se compensa con la densidad aumentada y la ausencia de destrucción fotoquímica de las moléculas por la luz estelar externa.

Como se mencionó antes, se han encontrado en el espacio una gran variedad de moléculas, particularmente en la Gran Nebulosa de Orión (relativamente cercana y fácil de observar).

Nada de esto es instantáneo, nada de esto es un "solo puede suceder una cosa", no obstante su lectura malintencionada de personas en ese sentido. La cinética es estadística. Algunos resultados son más probables y se producen a ritmos dependientes de sus condiciones. Cambie las condiciones y serán más probables cosas distintas. Dado un universo de nubes donde se puedan desarrollar reacciones, son muy probables muchas cosas.

Más, quizá más importante, es que la nube de gas tiene poca relevancia para las preocupaciones de formar vida terrestre. No vivimos en nubes moleculares gigantes de gas. Vivimos en un planeta, cuya formación involucró un proceso seriosamente no aleatorio diferente ^[1] -- formando un lugar en el universo donde elementos astrofísicamente secundarios, como silicio, oxígeno, carbono, hierro, etc., eran mucho más comunes que el hidrógeno y el helio. Además, para formar un lugar donde el gas no fuera la fase dominante de la materia, en cambio se estableciera un sistema de tres fases donde gas, líquido y sólidos pudieran interactuar física y químicamente.

1. Es decir, la formación del sistema solar. La gravedad, la termodinámica y la química bastan, sin embargo, para construir planetas similares a la Tierra. (Y los más comunes no similares a la Tierra, por supuesto.)

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