Los hilos de la evolución: CAPÍTULO XIII

La termodinámica en la evolución cosmológica

13.1. El enfriamiento del Universo 

El enfriamiento del Universo a medida que se expande. Es un proceso termodinámico. Este fenómeno se relaciona con los principios básicos de la termodinámica y la física estadística. Vamos a desglosarlo: 

13.1.1.-Expansión del Universo

Desde el Big Bang, el Universo ha estado en constante expansión. Esta expansión significa que la densidad de la materia y la radiación en el Universo ha disminuido con el tiempo.

A medida que el Universo se expande, la energía de la radiación (como la luz del fondo cósmico de microondas) se estira. Las longitudes de onda de esta radiación se alargan, lo que implica una disminución en su energía y, por tanto, en su temperatura. Esto es análogo a lo que sucede en la expansión adiabática de un gas, donde la expansión lleva a una reducción de la temperatura. 

13.1.2.-Ley de la Conservación de la Energía

En termodinámica, la primera ley (la ley de la conservación de la energía) sostiene que la energía no se crea ni se destruye, solo se transforma. En el contexto del Universo en expansión, la energía total se conserva, pero se 'diluye' a medida que el espacio se expande. 

13.1.3.-Segunda Ley de la Termodinámica: 

Esta ley establece que, en un sistema aislado, la entropía (desorden) no disminuye. El Universo, considerado como un sistema aislado, tiende a un estado de mayor entropía. A medida que se expande y se enfría, la distribución de energía se vuelve más uniforme, lo que aumenta la entropía. 

La segunda ley también nos parece destructiva porque limita la duración de los sistemas. Sin embargo, es necesaria para recuperar toda la información que producen y conservan  los sistemas durante su tiempo de funcionamiento

En resumen, la expansión y el consiguiente enfriamiento del Universo son procesos que pueden entenderse y describirse utilizando los principios de la termodinámica. Estos procesos son fundamentales para nuestra comprensión de la cosmología y la física del Universo a gran escala. 

13.2.  La termodinámica en el inicio del Universo

El Big Bang es el comienzo del tiempo (duración) del Universo material. En las etapas iniciales de la expansión del universo (durante las épocas de Planck y de la gran unificación) prevalece el equilibrio termodinámico, pero a medida que se produce la expansión, la tasa de equilibrio disminuye con respecto a la tasa de expansión, estableciéndose condiciones de no-equilibrio. En este caso, la expansión cósmica produce una diferencia de temperatura entre dos componentes homogéneos del medio cósmico. Consideramos que el universo evolucionó a partir de un estado extremadamente caliente y de máxima densidad, como indica el modelo del Big Bang. Las leyes de la termodinámica desempeñan un papel fundamental en la evolución cosmológica: Generan el "entorno" necesario para que el universo compute obteniendo resultados cada vez más complejos. En concreto, la segunda ley está íntimamente relacionada con la información y no es, como se ha considerado, una ley puramente destructiva. Los humanos, como observadores, perdemos momentáneamente parte de la información de los sistemas, tanto mientras funcionan como cuando terminan su vida útil. Si lo analizamos desde la perspectiva de la teoría de la información cuántica, nos damos cuenta de que la información no se pierde, se almacena en el espacio en los campos correspondientes a su "densidad" y/o complejidad. La evolución de la materia está íntimamente relacionada con la complejidad en una relación directamente proporcional. Y al estar relacionada a la complejidad, lo está con la información. Un sistema contiene información en relación inversa a su temperatura. 

13.3. La temperatura a través de la evolución cosmológica

Las ligas (información) entre los principales componentes de los sistemas se hacen más fuertes cuando el sistema aumenta su complejidad. La temperatura también regula la aparición de los enlaces o fuerzas de unión (información) de los sistemas a distintas temperaturas. 

1.-La temperatura oscila entre 10³² y 10¹⁰ K. Esta es la temperatura durante los primeros diez segundos tras el Big Bang. A esta temperatura, el movimiento térmico de protones y neutrones es tan violento que ni siquiera la fuerza nuclear fuerte puede mantenerlos unidos. Los pares electrón/positrón aparecen y desaparecen espontáneamente y están en equilibrio térmico con la radiación. El umbral para producir pares electrón/positrón es de aproximadamente 6 x 10⁹ K.

2.-La temperatura oscila entre 10⁹ y 10⁷ K. Alrededor de 10⁹ K, los núcleos comienzan a fusionarse y se producen reacciones nucleares. Estas temperaturas se dan en estrellas y supernovas, donde los elementos más pesados se sintetizan a partir de H y He a temperaturas comprendidas entre 10⁶ y 10⁴ K. En este rango, los electrones se unen al núcleo para formar átomos, pero las fuerzas de unión entre los átomos no son lo suficientemente fuertes como para formar moléculas estables. La materia existe como electrones y núcleos libres, un estado de la materia llamado plasma. 

3.-La temperatura oscila entre 10⁴ y 10 K. Las reacciones químicas tienen lugar en este intervalo. Las energías químicas son del orden de 100 kJ/mol. La energía del enlace C - H es de unos 412 kJ/mol. A temperaturas  del orden de 10³ K, los enlaces químicos comienzan a romperse. Las fuerzas intermoleculares, como el enlace de hidrógeno, son del orden de 10 kJ/mol. 

13.4. las fuerzas vinculantes y la temperatura

Considerando que las fuerzas vinculantes son portadoras de información básica, podemos estipular: 

La cantidad de información en los enlaces entre los elementos de los sistemas es inversamente proporcional a la temperatura a la que se forman. 

Por lo tanto, el tipo de enlace determina la complejidad del sistema, ya que le proporciona información adicional para que surjan sus nuevas propiedades. Dado que al principio del universo la mayor parte de la información permanecía como simples bits, comenzó simultáneamente una evolución de la energía oscura que los contiene. De forma similar a la evolución de la materia, la energía oscura funciona como un gran ordenador al que entran los datos obtenidos de las salidas de los sistemas materiales. En esta etapa, los resultados del cálculo de la energía oscura son nuevas leyes de la física y la química, que rigen los sistemas materiales que surgen en cada paso de la evolución cósmica.

13.5. Conclusión

Por ahora, la evolución cosmológica sigue sujeta a las leyes de la termodinámica y a leyes derivadas del principio de complejidad-información, como la ley de potencia de Gutenberg-Richter que rige, entre otros fenómenos, los terremotos y las erupciones estelares. Por ejemplo: Aunque en el campo de la cosmología el Sol se considera una estrella más bien tranquila, ahora se sabe que en un pasado no muy lejano golpeó nuestro planeta con enormes erupciones. De vez en cuando, nuestra estrella local produce inmensas llamaradas de partículas y radiación que alcanzan la Tierra. Durante los últimos años, científicos de todo el mundo han estudiado estos fenómenos, así como la forma en que afectan a nuestro planeta, y se han centrado en un evento único, conocido como el Evento Carrington, la tormenta geomagnética solar de 1859. Durante el Evento Carrington, a finales de agosto, pudieron observarse auroras en latitudes insospechadas, hasta la misma Colombia. El pico de intensidad de la mayor erupción solar se produjo a principios de septiembre y provocó fallos en las redes de telégrafo en toda Europa y Norteamérica. El campo magnético de la Tierra se deformó completamente y permitió la entrada de partículas solares en nuestra atmósfera. Si este acontecimiento no fue más desastroso para nuestra civilización es porque aún estábamos en los preámbulos tecnológicos. Si ocurriera hoy, los satélites y las comunicaciones dejarían de funcionar, y los apagones se produciría a nivel planetario, sin interrupción durante semanas.