El final cósmico más factible

Davies realiza una vívida descripción global del universo en un lejanísimo futuro, en el marco de una expansión permanente345: dentro de un cuatrillón de años, las estrellas se habrán apagado mucho tiempo atrás y su densidad será extremadamente baja; por el espacio oscuro vagarán ans en rotación y otros objetos. La fuerza gravitatoria, luchando contra la de expansión, tenderá a unirlos entre sí. El Sol, ya convertido en una enana marrón, irá dirigiéndose hacia el centro de la galaxia, donde o bien será tragado por un an, o bien saldrá disparado de la galaxia, por ejemplo, mediante el fenómeno de una “honda gravitatoria”, producto de la inestabilidad de una estrella binaria. La gran mayoría de las estrellas muertas, planetas, y ans saldrán disparados al espacio intergaláctico mediante este mecanismo cósmico, mientras que el resto se fundirá entre sí, para formar gigantescos ans en el interior de las galaxias.

2.7.1.1. El último destino de los objetos cósmicos

Los objetos que son producto de procesos degenerativos de las estrellas (tales como enanas marrones, enanas blancas, estrellas de neutrones o ans) ya existen actualmente, y poseen tiempos de vida no sólo mayores que la edad actual del universo, sino incluso tales que sobrevivirán a las galaxias. Sin embargo, estos “objetos degenerados” tampoco son eternos. Su evolución futura está supeditada al tiempo de estabilidad del protón, con excepción de los ans, los cuales, sin embargo desaparecerán gradualmente por la radiación de Hawking.

Adams y Laughlin asumen un valor del decaimiento del protón de 37 η para

discernir el destino de estos objetos346. Las enanas blancas (derivadas de estrellas como el Sol), luego de ser provistas de WIMPs provenientes de la aniquilación del halo galáctico

(entre 11 y 25 η), se enfriarán rápidamente, y perderán masa por el decaimiento del

protón. La evolución de las estrellas de neutrones será parecida a la de las enanas blancas. Incluso los planetas se desintegrarán a través de este proceso.

Como acabamos de mencionar, el proceso de desaparición de los ans no dependerá del decaimiento del protón, sino del proceso de la “radiación de Hawking”. El célebre físico de la Universidad de Cambridge S. Hawking descubrió en 1974 que los ans no pueden considerarse del todo “negros” sino que emiten una débil radiación calórica a causa del tuneleo cuántico (que ya hemos visto en acción en el MI). De esta forma, los ans irán evaporándose mediante de la emisión de fotones y otras partículas347. Así pues, los ans están también sometidos a la entropía y terminarán extinguiéndose. Sucede que este “drenaje cuántico” producirá la reducción de la masa del an, y consiguientemente el aumento de calor. Se dará así un proceso circular de creciente interacción cuántica y

345_{U3 97s.} 346_{AD 350.}

347_{Tal como vimos al considerar la energía del vacío, en realidad el vacío cuántico está burbujeando de} actividad, con pares de partículas y antipartículas apareciendo fugazmente antes de aniquilarse. Cuando este proceso ocurre cerca de un an, se crean un par de partículas virtuales, fuera del “horizonte de sucesos”. Tanto puede ser que estas partículas se aniquilen mutuamente como que caigan conjuntamente dentro del an. Pero si una de las partículas cayera dentro del an, la gravedad a la que ésta se vería sometida le haría absorber una enorme cantidad de energía. Esto promovería tanto a ella como su “pareja” a la categoría de partículas reales. Entonces, gracias a esta energía, la partícula que se encontrarse fuera del an podría salir despedida, alejándose de éste. Así, según Hawking, debe existir un flujo constante de partículas huyendo del an: la radiación de Hawking (U3 99s). Es a causa de esta radiación que los ans están sometidos a las leyes de la entropía.

gradual reducción de su masa. Por la acción de este mecanismo, finalmente todos los ans, sean super-masivos o de masa solar, terminarán por desaparecer en “una bocanada de radiación” sin quedar rastros de ellos348. Este proceso de desaparición se extendería luego de que el universo descendiese de sus 3 K actuales hasta casi el cero absoluto, y tardaría en completarse, dependiendo de su masa, la inconcebible cifra de entre 1066a 1093años, siempre según Davies349.

2.7.1.2. La permanencia de la materia

La desaparición de los ans no marcará aún el final del universo. Quedarán objetos que no habrán de caer en un an. Mientras los protones no hayan decaído totalmente, permanecerá aún un residuo de la desaparición de los ans compuesto por fotones, neutrinos, una minúscula parte de electrones, protones, neutrones y partículas más pesadas.

Si la materia habrá de sobrevivir por siempre depende de la estabilidad del protón en el nivel cuántico350. Así por ejemplo, hasta para un núcleo completamente estable como el del U238existe la probabilidad de que, a causa de las leyes de incertidumbre de la

teoría cuántica, cada 4.500 millones de años se desprenda una partícula alfa. De este modo, cualquier núcleo de U terminará finalmente por descomponerse. Así pues, han surgido actualmente dudas acerca de la “eternidad” del protón351. Davies concluye que las estimaciones de la vida media del protón son inciertas; algunos creen que puede llegar a los 10220 años, aunque es posible que no supere “apenas” los 1032 años352. Sin embargo, estas estimaciones se hallan en un proceso de permanente revisión353. Hay autores que van aún mucho más allá de este rango, y se preguntan qué sucedería si el protón fuese permanentemente estable, esto es, que no terminara degradándose en otras partículas. Davies cita un impactante cálculo de F. Dyson: si este fuese el caso llegarían a darse incluso “transmutaciones” nucleares mediante las cuales habría átomos que conformasen nuevos elementos. Así, después de 101.500 años354 toda la materia se transmutaría en hierro, que es la forma nuclear más estable355.

348_{U3 101.} 349_{U3 102.} 350_Id.

351_{Existe una diminuta probabilidad de que se produzca un proceso por el cual un protón se transmute en} positrón, apareciendo su masa restante en parte como una partícula con carga neutra, el pión, en parte como movimiento. Si su vida media fuera de unos 1032_{años, sería equivalente a perder uno o dos protones de} nuestro cuerpo en el lapso de una vida. Pero es muy difícil de detectar este proceso, pues hay fenómenos parecidos, a causa del bombardeo constante de partículas (U3 105s).

352_{U3 108.}

353_{AC 72. Las estimaciones del decaimiento del protón varían ostensiblemente según los autores. Livio} pone un plazo mínimo y abierto de 1032_{(AC 172) o 10}33_{(AC 72), según los experimentos considerados.} Laughlin y Adams ubican un rango de entre 1037y 10200años (AD 367). Las últimas estimaciones ubican el rango mínimo en los 1034_años.

354_{DYSON, F., Op. Cit. p. 452. Este período de tiempo escapa a cualquier intento de representación en una} escala de tiempos. Aún así, Dyson llega más lejos aún en su artículo de 1979, al fijar el plazo para el colapso de las estrellas en estrellas de neutrones o an en nada menos que en 101076_{años (esto es, un 10}

seguido de 1076_{ceros), (Ibid., p. 453). Acerca de esta cifra de fantasía, que excede con mucho todas de} cuantas hemos recogido, no nos consta que se haya vuelto a emplear en ninguna otra obra más moderna de otros cosmólogos.

Como conclusión, Davies apunta que, más allá de estas estimaciones, la respuesta a la cuestión de la permanencia del protón debe buscarse en el ámbito de su relación con la interacción de las cuatro fuerzas fundamentales del cosmos356. En efecto, por un lado la relación entre la interacción débil (que produce el decaimiento alfa y beta) y la interacción fuerte (que permite la unión del protón al electrón), y por el otro, la interacción de la fuerza de gravedad con las fuerzas nucleares357, serán los factores que determinarán, a la postre, si el protón es en verdad estable, y por ende,si siempre existirá materia en el cosmos.

Ahora bien, si, tal como opinan la mayoría de los físicos, los protones finalmente terminaren descomponiéndose, entonces toda la materia irá disgregándose inexorablemente. Los planetas, estrellas, ans, nubes de gas y galaxias se evaporarán a lo largo de incontables siglos, y todo objeto astronómico “sucumbiría del mismo modo en la eternidad del tiempo”358. Al cabo, toda la materia terminaría por desaparecer359, quedando la esterilidad de un mar inconcebiblemente tenue de partículas disgregadas: fotones, neutrinos, y un número menguante de electrones y positrones, cada vez más alejados unos de otros360.

Mas, aún cuando la materia (estructurada en el nivel atómico) fuese hipotéticamente “eterna”, lo repetimos, el universo final sería incapaz ya de transformación alguna que permitiera generar organización y vida. Davies sentencia: “Por lo que sabemos, no ocurrirán más procesos físicos nunca jamás. No se dará ningún suceso significativo que altere esa árida esterilidad de un universo que ha acabado sus días”, cuya descripción más ajustada sería de “muerte eterna”361. Veremos luego cómo esta cuestión es de capital relevancia para la presente Tesis.