El Big Bang - Liceo Rafael Sotomayor
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LICEO RAFAEL SOTOMAYORD PTO DE BIOLOGÍA Y CIENCIAS GUÍA DE BIOLOGÍA: El Big Bang I) II) NIVEL: 7º Formar grupos de 4 alumnos como máximo y contestar en hoja ordenada, sin borrones y con una sola letra. Contestar el Cuestionario dado al final del Texto. El universo es el conjunto de todas las cosas que existen (la Tierra, el sol, las estrellas, los planetas y todos los astros) ordenados y sometidos a las leyes de la naturaleza. Las teorías cosmológicas más antiguas que datan del 4000 A.C., dicen que la Tierra era el centro del Universo y que todos los demás cuerpos celestes giraban alrededor de ella (Sistema Geocéntrico). El concepto de que la Tierra era el centro del Universo permaneció inamovible hasta 1543, cuando el astrónomo Nicolás Copérnico propuso un sistema en el que los planetas giraban en órbitas circulares alrededor del Sol, el cual estaba situado en el centro del Universo (Sistema Heliocéntrico). Con el perfeccionamiento de los instrumentos de investigación, y el descubrimiento de nuevas Leyes de la Física, las teorías cosmológicas fueron evolucionando hasta la del Universo en Expansión, formado por galaxias, nebulosas, cúmulos estelares, estrellas, planetas, etc. El suceso más antiguo que puede datarse en el universo que conocemos se remonta a unos 14.000 millones de años. En este primer instante, toda la energía (y todo el espacio) del universo se encontraba concentrada en un punto, origen de una gran explosión (el Big Bang). Durante los primeros segundos, la temperatura era de más de un billón de grados y toda la energía se hallaba en forma de radiación. Durante los primeros 10 segundos se formaron las partículas elementales y al cabo de 15 minutos se formaron núcleos de hidrógeno y helio, en proporción de cuatro a uno. Unos 10.000 años después, la temperatura había descendido a unos 100.000 grados y se formaron los primeros átomos de hidrógeno. Al cabo de unos 400.000 años, el hidrógeno empezó a condensarse en nubes (las futuras estrellas), las cuales a su vez se agrupaban en cúmulos mayores (las futuras galaxias). Hace 11.000 millones de años, la temperatura del universo era de unos 3.000 grados, y se formaron las primeras estrellas: la gravedad hizo que los núcleos de muchas nubes de hidrógeno alcanzasen temperaturas elevadas, del orden de 15 millones de grados, lo que permitió la fusión del hidrógeno en helio, proceso que origina la emisión luminosa de las estrellas. Cuando las estrellas agotan el hidrógeno del núcleo, son capaces de seguir generando energía fundiendo a su vez el helio en materiales más pesados. De este modo, en los núcleos de las primeras estrellas se formaron todos los elementos químicos que hoy existen en la Tierra. En las estrellas más grandes, este proceso genera cada vez más energía, hasta que llega un momento en que la gravedad no es capaz de contenerla y la estrella explota lanzando al espacio gran parte de su materia. Esto sucede a una edad diferente según la masa de cada estrella. Las explosiones de estrellas llenaron el espacio de nuevas nubes de gas (esta vez relativamente rico en toda la gama de elementos químicos), a partir del cual se formaron nuevas estrellas, las llamadas estrellas de segunda generación, entre las cuales se encuentra nuestro Sol. La gran explosión inicial Como ya se señaló, la “teoría de la expansión del Universo” postulada por Edwin Hubble en 1929 determinó que las galaxias estaban más cerca en el pasado. Hace 14 mil millones de años todas deben haber estado concentradas en un mismo punto, y como un gas al expandirse se enfría, así el Universo, en su proceso de expansión, debe estarse enfriando. En el pasado, la temperatura del Universo deber haber sido mucho mayor; y si retrocedemos al punto donde todo estaba concentrado en un volumen mínimo, la temperatura debe haber sido altísima. Elementos químicos El cosmologista belga Georges Lemaître y el físico ruso-estadounidense George Gamow (1904-1968) propusieron que el Universo había empezado con un gran estallido: el Big Bang. La explosión habría afectado al átomo primitivo o huevo cósmico, que poseía una altísima densidad y una elevada temperatura. Y aunque la teoría había sido enunciada ya en los años 30 del siglo pasado, lo que Gamow intentó fue desarrollar una explicación a partir de las reacciones nucleares de los primeros instantes de la explosión, cuando se habrían formado todos los elementos químicos en la proporción que se los conoce en el cosmos. En los últimos años quedó claro para los astrónomos que es muy probable que el hidrógeno (H) y el helio (He) se hayan creado en el momento inicial del Universo. Pero el resto de los elementos químicos se formó en el interior de las estrellas y en las supernovas. Por este motivo, el planteamiento de Gamow fue desestimado y cayó en el olvido por varios años. Aunque la “teoría del Big Bang” no pudo ser probada a través de los estudios sobre los elementos químicos, las ondas de radio le brindaron otra oportunidad. En 1964 los astrónomos Arno Penzias –físico alemán nacionalizado estadounidense y nacido en 1933– y Robert Wilson –nacido en Estados Unidos en 1936–, que realizaban observaciones en el laboratorio de la Bell Telephone en Estados Unidos, descubrieron que utilizando una antena especial podían captar un ruido de fondo en la banda de las ondas de radio. El ruido parecía provenir de todas partes del Universo, y de inmediato fue identificado como la radiación remanente de la gran explosión inicial. Como las ondas radiales son solo una referencia a partir de la cual pueden deducirse muchos otros procesos físicos, fueron utilizadas para calcular la temperatura actual del Universo. Se estableció así que la radiación recibida corresponde a la misma que emite un cuerpo a 3 ¼K (-270ºC); por lo tanto, esa sería la temperatura del cosmos después de haberse expandido y el termómetro aún seguirá bajando. Arno Penzias y Robert Wilson recibieron el Premio Nobel de Física por su descubrimiento, que definitivamente estableció la teoría de Gamow sobre el Big Bang. Este aporte científico, conocido como radiación de fondo, es el único perfectamente verificado que respalda la teoría de la explosión primitiva. ¿Cómo surgió todo? A medida que retrocedemos en el tiempo para llegar al origen del cosmos, los fenómenos y los procedimientos se hacen más inusuales, y las cifras son casi incomprensibles. Los avances de la física de partículas han permitido retomar el rastro a partir de una fracción de segundo después de la explosión inicial. En ese momento todo el Universo tenía un tamaño equivalente a un núcleo atómico; todo estaba comprimido en un punto, sin volumen y con todo el cosmos dentro de él. Esto es lo que en física se llama una singularidad; dentro de ella ni el espacio ni el tiempo pueden existir. Por lo tanto, el comienzo de la expansión representó la creación del Universo. Los primeros segundos En ese momento, el Universo debe haber sido tremendamente caliente, pues un gas, al expandirse, se enfría, y eso ha venido haciendo el Universo desde la gran explosión. Ese estado inicial del cosmos es descrito a veces como la bola de fuego primordial. A esas altísimas temperaturas no pueden haber existido moléculas ni átomos como los conocemos. Solo los constituyentes del núcleo atómico y otras partículas pueden haber estado presentes. La era de los leptones Empecemos nuestro recuento cronológico del Universo cuando había transcurrido una millonésima de segundo. En ese instante, la temperatura del Universo era de un billón de grados (un millón de millones). Era el comienzo de lo que se ha llamado la Era de los leptones. Las partículas más familiares que constituyen el núcleo de los átomos, los protones (de carga eléctrica positiva) y los neutrones (sin carga eléctrica), convivían en equilibrio con los electrones (de carga eléctrica negativa) y otras partículas como los muones (de carga eléctrica positiva o negativa), neutrinos (partícula ligeras que no tienen carga eléctrica) y rayos gamma (son la más penetrante de las radiaciones, incluso más que los rayos X). Estas partículas tenían tanta energía que espontáneamente se transformaban en pares electrónpositrón, que se aniquilaban entre sí al poco andar (el positrón es la antipartícula del electrón, y materia y antimateria se aniquilan tan pronto se encuentran). A medida que la temperatura bajaba, los muones empezaron a desaparecer, y luego los positrones. La era del plasma Después de transcurridos diez segundos, la temperatura había descendido a unos pocos miles de millones de grados, y el interés principal se centró en lo que hacían los protones, los neutrones y los electrones, los tres constituyentes primordiales de los futuros átomos. En este instante empezaba una nueva era, llamada la Era del plasma. La temperatura descendió lo suficiente como para que los neutrones pudieran empezar a combinarse con los protones y formar átomos de helio (He), que contienen dos protones y dos neutrones. Cálculos detallados de las reacciones nucleares que ocurren en esa era muestran que todos los neutrones quedaron atrapados en átomos de helio, con unos pocos, muy pocos, combinados con un protón, formando un deuterio (núcleo pesado del hidrógeno). El 10% de los núcleos que emergieron eran de helio y el resto protones (núcleos de átomos de hidrógeno). Como un átomo de helio pesa cuatro veces más que uno de hidrógeno, por masa el 25% del Universo quedó en forma de helio, y el 75% restante como hidrógeno. También se formó una pequeñísima cantidad de litio (Li) y de deuterio, que no alcanzó a sumar 1%. Las reacciones nucleares que formaron helio a partir de protones y neutrones ocurrieron algo después de transcurridos tres minutos en la vida del Universo. Cuando pasaron treinta minutos, la temperatura y densidad bajaron demasiado como para que continuaran los procesos nucleares, y la composición química antes señalada se congeló para siempre. El Universo continuó expandiéndose, pero su temperatura era todavía demasiado alta como para que pudieran existir átomos individuales. Cuando transcurrieron 700.000 años, recién la temperatura fue lo suficientemente baja como para que los protones se pudieran combinar con los electrones a fin de formar átomos eléctricamente neutros. Ahí terminó la era del plasma. El Universo continuó expandiéndose y su densidad debe haber sido la misma en todas partes. A partir de ese momento, la radiación dejó de interactuar con la materia para siempre y empezó un lento enfriamiento que hoy la lleva a presentar el aspecto de radiación de fondo a 3º K de temperatura, cuando se la observa con instrumentos como los de Penzias y Wilson. Por eso, se presume que la materia debe haber estado muy bien distribuida en ese momento. La expansión Cuando se afirma que el Universo se expande, se quiere decir que las distancias entre los cúmulos de galaxias aumentan sistemáticamente en el tiempo. La expansión no influye a escalas menores, donde las fuerzas gravitatorias o de otra índole dominan los movimientos. Si todo, absolutamente todo, se estuviera expandiendo en el Universo, incluida nuestra galaxia, la Vía Láctea, el Sol, el Sistema Solar, la Tierra, todos los átomos y, por ende, las personas y las cosas, no nos podríamos dar cuenta. De la misma forma, no podríamos darnos cuenta de que un niño crece si al mismo tiempo estuviera creciendo la vara de medir; siempre nos parecería que llega hasta la misma marca. Por eso, para ver lo grande que está un niño se lo compara con un adulto que no crece y no con otro niño que esté creciendo como él. Hoy se observan en el Universo cuasares o núcleos activos y superluminosos de galaxias lejanas, cuya luz ha estado viajando por casi 13 mil millones de años antes de ser captada por los telescopios. Por lo tanto, las galaxias se deben haber formado entre 700 mil y dos mil millones de años después del momento de la gran explosión. Su edad va desde diez mil millones de años hasta los 14 mil millones, aunque algunas galaxias pueden haberse formado hace menos tiempo. Formación de las galaxias Las fluctuaciones o pequeñas diferencias de temperatura en la radiación del fondo cósmico, que indican las variaciones de densidad en la materia del Universo primitivo, deben haber crecido en tamaño, hasta llegar al punto en que la fuerza de gravedad dentro de la fluctuación empezó a superar la expansión y adquirió identidad propia. Se piensa que estas fluctuaciones pueden llegar a ser lo suficientemente grandes como para contener una masa equivalente a mil billones de veces la del Sol (1,9891 x 10 elevado a 30 kg), y haber dado origen a un cúmulo de galaxias. Una vez que la fluctuación, ese inmenso pedazo del Universo, empezó a contraerse, no se mantendrá homogéneo por mucho tiempo. Las pequeñas inhomogeneidades (aumentos de densidad) empiezan a aumentar y colapsan gravitacionalmente (los cuerpo se atraen entre sí) en forma independiente del resto, formando galaxias individuales. El fragmento inicial se dividirá en unos pocos miles de fragmentos menores, que constituirán las galaxias individuales. Algunos darán origen a galaxias elípticas, otros a espirales, y los menores a irregulares. ¿Qué determina la formación de una galaxia espiral o una elíptica? Ese problema fundamental no está totalmente claro aún. La razón principal que determina el tipo de galaxia parece ser la cantidad de rotación inicial que tenga el fragmento y su densidad. Si el fragmento gira muy lentamente y su densidad es alta, el colapso gravitacional, es decir, la contracción del fragmento procederá y formará galaxias con una distribución esférica o casi esférica, transformando todo el gas en estrellas, constituyendo una galaxia elíptica. Si, por el contrario, el fragmento inicial que va a dar origen a una galaxia gira en mayor medida, al irse contrayendo su rotación crecerá en velocidad. Eso creará una fuerza centrífuga (que tiende a que todos los cuerpos en rotación traten de alejarse de su eje) que frenará la contracción, salvo en la dirección del eje de rotación. Eso achatará la nube; se irán formando estrellas, pero la mayoría del gas se precipitará finalmente a un disco, dentro del cual se formarán las estrellas. Esa será una galaxia espiral. Nuestra Galaxia La Vía Láctea debe haberse formado como se acaba de describir. Una gran nube, tal vez de un millón de años-luz de diámetro, se contrajo. Cuando la densidad había aumentado, se formaron condensaciones (concentraciones de materia) que contenían entre cien mil y un millón de veces la masa del Sol. Eran los cúmulos o aglomeraciones estelares globulares, compuestos por millares de estrellas agrupadas en un volumen más o menos esférico. Se conocen más de cien en la galaxia, con un volumen esférico de más de cien mil años-luz de diámetro. Las primeras estrellas o estrellas de primera generación que nacieron en la Vía Láctea, y en todas las galaxias del Universo, aquellas que se formaron en los cúmulos globulares, deben haberse originado del gas primordial (alrededor de 25% de helio, 75% de hidrógeno y pequeñísimas cantidades de deuterio y litio), sin alteración. El proceso de contracción general de la nube gaseosa continuó; al centro de la galaxia se fueron formando estrellas cada vez más ricas en elementos pesados o estrellas de segunda generación. Finalmente, un gran porcentaje del gas inicial se concentró en una región en forma de disco, que se generó gracias a la rotación inicial de la nube. Entre uno y un dos por ciento de la masa de este gas estaba formado por aquellos elementos “contaminantes” o residuales arrojados por las supernovas en su explosión, todos más pesados que el hidrógeno y el helio. Así, lentamente prosiguió el proceso evolutivo dentro de la Vía Láctea, con la formación de nuevas estrellas y la muerte de otras en forma de supernovas, muerte que contribuyó al paulatino enriquecimiento químico de la galaxia. Las explosiones estelares Las estrellas viven sus vidas transmutando (transformando) hidrógeno en helio, y obteniendo con ello la energía suficiente para mantenerse brillando. Al agotarse el hidrógeno en el núcleo, transforman el helio en carbono, y posteriormente, si su masa supera en más de ocho veces la masa del Sol, transmutan carbono en oxígeno, neón, luego magnesio, silicio, azufre, etc., hasta llegar a formar un núcleo de hierro, cobalto y níquel. En ese momento la estrella consumió todo su combustible nuclear. Una posterior contracción de sus zonas centrales le causará un colapso, la estrella implota (se desploma hacia adentro) para rebotar y explotar, causando un aumento brutal de la temperatura, que sirve para sintetizar una serie de elementos químicos más pesados que el hierro. El fenómeno de la explosión de una estrella se conoce como supernova, es muy poco frecuente en una galaxia. Se puede observar por algo más de un mes, cuando se hace unos diez mil millones de veces más brillante que el Sol. En términos absolutos, jamás una supernova observada en tiempos históricos ha superado en brillo aparente –esto es, tal como se la observa desde la Tierra– al planeta Venus, tal vez con la excepción de una observada por los árabes, que llegó a rivalizar con la Luna en cuarto. Antiguamente se llamó novas, esto es, estrellas nuevas, a las estrellas que “aparecen súbitamente en el cielo”, pues se pensaba que eran verdaderamente nuevas. Hoy se sabe que son estrellas viejas que aumentan bruscamente su brillo. En su máximo brillo, las novas ordinarias son diez mil veces menos brillantes que las supernovas; de ahí que a estas últimas se les agregara el prefijo „súper‟ para distinguirlas. CUESTIONARIO 1.-¿Qué diferencia puede establecer entre el Sistema geocéntrico y el Sistema heliocéntrico? 2.-Según la teoría del Big bang, ¿cuáles fueron los primeros elementos químicos que se formaron? 3.-¿Qué se entiende por radiación de fondo? ¿cuál es su importancia? 4.-En Física, ¿qué se entiende por Singularidad? 5.-¿A qué se llama Era de los leptones? 6.-¿Por qué electrones y positrones se aniquilan entre sí? 7.-¿Cómo y cuándo se formaron los átomos individuales? 8.-¿Cómo y cuándo se formaron las galaxias? 9.-Describa el proceso de formación de: a) una galaxia espiral b) una galaxia elíptica 10.-¿Qué diferencias puede establecer entre estrellas de primera generación y estrellas de segunda generación? 11.-¿Qué son las Supernovas? ¿cuál es su importancia? 12.-¿Cómo se produce la energía en una estrella? Contaminadoras Al arrojar violentamente la mayoría de su masa al espacio, incluidos los elementos químicos pesados formados durante la explosión misma y los sintetizados en el interior de la estrella en el curso de su vida, las supernovas ensucian las nubes de gas que aún no forman estrellas, convirtiéndose en los grandes agentes contaminantes del espacio cósmico. Pese a que los tamaños de las galaxias son muy grandes, la velocidad de la explosión de una supernova, de hasta 10.000 kilómetros por segundo, le permite avanzar una gran distancia en un número pequeño de años (la onda de la explosión recorre un año-luz en treinta años). Al cabo de unos pocos miles de años, el gas rico en elementos químicos pesados se ha mezclado totalmente con el gas interestelar. Se calcula en casi mil millones de años el tiempo de formación de una galaxia grande como la nuestra. En ese lapso hay tiempo suficiente para que nazcan, vivan y mueran varias generaciones de estrellas de gran masa, cuya vida media es muy corta, menor que diez millones de años. Por lo tanto, pese a que el gas que contenían inicialmente las galaxias era limpio, con solo hidrógeno y helio, durante la formación de las estrellas se fue contaminando, por lo que nacieron muy pocas estrellas con una composición química parecida a la del Big Bang. La contaminación es rápida y muy eficiente. El Sol es una estrella que nació mucho después que la galaxia. En su disco o superficie quedó una gran cantidad de gas remanente y en él, por la rotación de la galaxia, se formaron ondas espirales, como las que se forman en una taza de café cuando revolvemos el azúcar en ella. Al pasar por una nube de gas interestelar, esa onda espiral se comprimió y la transformó parcialmente en una estrella. Hace 4.600 millones de años, en un lugar de la galaxia de cuyo nombre no ha quedado registro, se inició la contracción de una nube que, a la larga, se haría famosa, pues dio origen al Sol y su sistema asociado; a la Tierra, entre otras cosas minúsculas, y entre ellas, mucho tiempo después, a ustedes y a nosotros. Dificultades para la vida Es difícil que las estrellas de la primera generación hayan tenido planetas orbitando a su alrededor, pues parece ser que los elementos químicos pesados (los residuos de las supernovas) jugaron un papel clave en la formación de estos. Aun en el caso hipotético de que los tengan, serían totalmente diferentes a la Tierra, pues estarían compuestos de hidrógeno y helio, siendo planetas gaseosos, y ningún tipo de vida podría surgir en ellos. La presencia de elementos pesados en la mayoría de los cúmulos globulares es tan baja, que es prácticamente imposible que pueda existir tan solo un planeta con vida (menos aún con seres inteligentes) en los casi un millón de estrellas que los componen. Podríamos decir que los cúmulos globulares son los grandes desiertos del Universo, pues no albergan ninguna forma de vida. La composición química de las estrellas del disco o superficie de la galaxia es similar a la del Sol. Por lo tanto, se podría esperar de ellas que tuvieran sistemas planetarios en torno suyo. ¿Qué posibilidades reales existen de que haya vida en los sistemas planetarios de otras estrellas? La respuesta no es tan sencilla, pues no todas ellas son iguales a nuestro Sol. Algunas son muy calientes, tienen una vida muy corta y emiten mucha luz ultravioleta, de efectos letales para la vida. Por lo mismo, no se espera que contribuyan a su aparición. Otras, por el contrario, son muy frías y poco luminosas, de modo que los planetas que orbitan a su alrededor deben estar congelados. Sin embargo, en la Vía Láctea hay un gran número que presenta condiciones semejantes a las del Sol. Si solo el 10% de las estrellas de la galaxia exhibiera características similares a este, eso significaría que unos 20 mil millones de ellas son aptas para el surgimiento de la vida. La distancia adecuada Sin embargo, la aparición de la vida en torno a una estrella no solo depende de que esta exhiba condiciones similares a nuestro Sol. Es preciso, además, que tenga un planeta orbitando a la distancia adecuada. ¿SABÍAS QUE? El Sol está a más de 150 millones de km de distancia de la Tierra. La estrella que le sigue es Próxima Centauri y se encuentra a 40 billones de km ó a 4,3 años luz. En nuestro Sistema Solar, el planeta Mercurio está demasiado cerca del Sol, por lo que su superficie es muy caliente. En cambio Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno y Plutón están demasiado lejos, por lo que se hielan. Solo Venus, la Tierra y Marte se encuentran a la distancia correcta como para tener una temperatura compatible con la formación de la vida. Sin embargo, por factores que aún no son claros para la ciencia, estos planetas han evolucionado de una manera muy diferente entre sí. Venus es un verdadero infierno, con temperaturas de casi 500 grados y una atmósfera tan densa que la presión en ella supera 90 veces a la terrestre. Además (y como si lo anterior fuese poco), en la atmósfera hay nubes de ácido sulfúrico. Con razón se dice que muchos infiernos de la literatura son solo un pálido reflejo de un paisaje venusiano. Marte, al contrario, perdió casi toda su atmósfera, y con ella la capacidad de retener líquidos sobre su superficie. No tiene ni océanos, ni ríos ni lagos. Sin embargo, en el pasado tuvo ríos y agua fluyente, como lo prueban las fotografías tomadas por las sondas espaciales Mariner. Algo pasó con su atmósfera (ignoramos qué) que la trasformó, debilitándola, haciéndola tan sutil que ya no pudo conservar más líquidos. Las naves Viking (ver recuadro) fracasaron en la búsqueda de vida en su superficie. No se han detectado ni animales ni plantas, ni siquiera microorganismos, que son la más mínima expresión de vida. ¿Hay vida extraterrestre? Si en torno a la mitad de las estrellas de nuestra galaxia semejantes al Sol orbitase un planeta, en el lugar preciso como para tener una temperatura favorable a la aparición de la vida, entonces en la Vía Láctea habría diez mil millones de planetas semejantes a la Tierra. Ahora bien, para conocer en cuántos de ellos puede haber vida inteligente y con habilidad tecnológica, con la cual pudiésemos comunicarnos por radio, habría que saber cuán probable es que esta surja cuando las condiciones de un planeta son las adecuadas; cuán factible es que evolucione hasta generar seres inteligentes y, por último, cuán posible es que estos formen una sociedad de orientación tecnológica. La consideración de todos estos factores escapa al dominio de la astronomía y es de competencia de ciencias como la bioquímica, la biología o la sociología. Sin embargo, según estimaciones de varios científicos, es posible que en uno de cada cien planetas surja una civilización técnicamente avanzada. Por lo tanto, en la Vía Láctea habría cien millones de planetas en los que, en algún momento de su desarrollo, surgió una civilización tecnológica. No todas las civilizaciones evolucionan forzosamente hacia sociedades tecnológicas. En el Universo puede haber muchas integradas por poetas (que posiblemente sobrevivan mejor), muy respetables por cierto. Desgraciadamente, con ellas nunca podremos comunicarnos utilizando las ondas de radio. Por eso, nuestra atención se centra en las civilizaciones tecnológicas no porque las consideremos “las más avanzadas” o las mejores del cosmos, sino porque solo con ellas podemos entrar en contacto. Número equivocado Más urgente que conocer cuántas civilizaciones esperamos estén ahí, en algún lugar de la Vía Láctea, a la espera de comunicarse con nosotros, es importante resolver un problema crucial: saber cuál es la longevidad de una civilización técnicamente avanzada. ¿Cuánto vive una civilización de esta naturaleza antes de autodestruirse o de sucumbir frente a problemas provocados por ella misma y que es incapaz de resolver? La única civilización tecnológicamente avanzada que conocemos es la nuestra, y ha vivido como tal (es decir, con capacidad para comunicarse mediante ondas de radio con otros puntos del espacio) unos 60 años. Esto es, un lapso muy pequeño comparado con la vida de la galaxia. Si las civilizaciones avanzadas carecieran de la sabiduría suficiente como para superar los problemas que trae consigo el avance tecnológico, y solo vivieran (por ejemplo) cien años, los cien millones de civilizaciones de nuestra galaxia ya estarían extinguidos. Para saber cuántas están vivas hoy, basta con averiguar qué porcentaje representa cien años en relación con la edad de la galaxia, una vida del orden de los diez mil millones de años. La proporción es uno a cien millones. Eso significa que hoy estaría viva solo una de los cien millones que hayan existido en la Vía Láctea: la nuestra. Algo de optimismo Pero no seamos tan pesimistas. Supongamos que una civilización técnicamente avanzada viviese mucho tiempo, unos cien millones de años, por ejemplo, y que solucionase todos los problemas que se le presentan. En ese caso habría en toda la galaxia un millón de civilizaciones que estarían vivas hoy y con las cuales podríamos, en principio, establecer contacto mediante ondas de radio. Este número (un millón de civilizaciones) puede parecer muy grande, pero las posibilidades de comunicación son menores si se recuerda que la distancia típica entre dos estrellas es de unos cuatro años-luz. Aún si lográsemos saber exactamente cuál estrella contiene al planeta donde está la civilización más cercana a la nuestra, la posible conversación con sus miembros no sería fácil. Si en este momento dijésemos “¿Aló?”, nuestro llamado demoraría 400 años en llegar a ellos; si respondiesen de inmediato pasarían otros 400 años antes de que su contestación a nuestro “Aló” llegase de vuelta. Por lo tanto, es una posibilidad bastante poco excitante la de hablar por teléfono de ida y vuelta, en vivo y en directo, con nuestros vecinos más próximos. Las comunicaciones deberían ser en una sola dirección. Nosotros podríamos mandar una gran cantidad de información en mensajes radiales especialmente codificados para que ellos comprendieran, y tener la esperanza de que algún día, alguien que los escuche, sepa de nuestra existencia en el cosmos y aprenda algo de nosotros. De igual modo, deberíamos escuchar con antenas adecuadas las bandas de radio, para saber si alguien, desde algún punto de la galaxia, ha radiado ya un mensaje dando a conocer su presencia y contando cómo es la civilización a la que pertenece. Es como practicar la actividad de los radioaficionados, pero a escala cósmica.
