lunes, 4 de junio de 2018

Breve Guía de Cosmología Física moderna (IV): El Modelo Estándar de la Cosmología Física.




              En esta 4ª parte de la serie nos vamos a ocupar de esbozar “muy brevemente” (para la cantidad de información que supone) la visión actual del origen y evolución temprana de nuestro universo en el marco de la Teoría del Big Bang, y de la Teoría de la Relatividad General que fundamenta a la primera. Lo que viene en denominarse el Modelo Estándar de la Cosmología Física.


Imagen del Fondo Cósmico de Radiación, hoy en forma de microondas, obtenido gracias al satelite Planck, una vez se han deducido las interferencias del plano galáctico y otras contaminaciones.







Como podréis entender, estamos ante una tarea colosal que abarca el trabajo de más de un siglo ya, realizado por una legión de científicos y matemáticos en diversas disciplinas: miles de artículos científicos (papers), millones de horas de trabajo teorético y experimental, ...etc. Es una obra en construcción que resulta extremadamente compleja y extensa a medida que nos acercamos a la frontera. Y lo vamos a hacer sin recurrir a las matemáticas, que es el lenguaje más preciso del que dispone la ciencia, con lo que corremos el riesgo de darnos de bruces con el muro del lenguaje. Así que, para minimizar ese riesgo, siempre me referiré a los significados recogidos en el diccionario, o cuando dichas referencias no existan o no sean apropiadas, daré la definición más precisa de que sea capaz en cada caso. Si algo no queda claro, por favor, usad los comentarios para preguntar.


Por tanto, motivado por la profunda humildad y respeto que me inspiran el trabajo de todos esos hombres y mujeres dedicados a la ciencia, quiero dejar claras mis pretensiones antes de comenzar.


Con esta entrada pretendo ofreceros una suerte de “armazón” o “estantería” que os sirva para entender, y ubicar en el conjunto, cada nueva pieza del puzle con la que os encontréis. Obviamente, se debe tener en cuenta que lo que sigue a continuación se toma a la fecha de escribir estas líneas y con la obvia limitación del conocimiento y acierto al plasmarlo del que escribe. Incluso los propios investigadores se ven limitados por la cantidad de publicaciones que en su campo se producen cada día y otros factores de índole no científica. Así que un servidor está mucho más expuesto que los profesionales a sufrir de esas limitaciones.


Eso sí, un objetivo principal consiste en avanzar distinguiendo siempre las partes que estén sólidamente establecidas (integradas por tanto en la teoría), de aquellas que no concuerdan de forma aceptable con las observaciones, y señalando inequívocamente lo que son hipótesis (a lo sumo) o meras propuestas que se realizan para extender y perfeccionar la teoría del Big Bang.


Así que agarraos que vienen curvas. Paciencia, poneos cómodos y traeros palomitas o algo para picar, porque por más que se quiera resumir es mucha tela que cortar. Manos a la obra.  

Tiempo “0”. El origen mismo del universo… si es que tiene un origen. No sabemos nada de este “momento”. Nuestras teorías no funcionan en este extremo, bien porque la base sobre la que operan, el espaciotiempo de la relatividad general, era tan radicalmente diferente en ese “momento” que es incompatible con la formulación actual de la teoría, o bien porque directamente el espaciotiempo no existía. Así que todo lo que podamos decir aquí es pura especulación. Y de hecho es por esto por lo que en lugar de decir “momento”, solemos referirnos al Big Bang como un evento. 

Era de Planck (t<10-43s). Esta época abarca desde el “inicio” hasta que se alcanza una unidad de tiempo de Planck, que equivale exactamente a 0,0000000000000000000000000000000000000000001 segundos. Sí, son 43 posiciones decimales, algo impresionante y muy incómodo de manejar, razón por la cual preferimos escribirlo de una forma mucho más elegante, como potencia 10-43s. De esta época tampoco sabemos nada, pero aquí sí tenemos una hipótesis firme, que nos llega desde la física de partículas de altas energías. La hipótesis sostiene que, en esta era, las cuatro interacciones fundamentales del universo conocidas por el ser humano hasta la fecha, (la nuclear fuerte, la nuclear débil, la electromagnética y la gravitatoria), eran una única superfuerza, y el universo estaba “vacío”. Pero ese vacío tenía un nivel de energía de, como mínimo 1019GeV. En lenguaje de la Teoría Cuántica de campos, hablaríamos de un supercampo. Si el supercampo original estaba cuantizado (si tiene sentido esto dada su escala), existiría una superpartícula asociada al mismo, sin más características que su estado de energía, y que duraría tan poco que se calificaría como “superpartícula virtual”.

Aunque no tendría mucho sentido, podemos hacer una equivalencia bruta en términos de temperatura para que os hagáis una idea de la colosal cantidad de energía que esa cifra y unidad significan: ese “cómo mínimo”, en términos de temperatura sería 1032 K. Cien quintillones de grados Kelvin. Reitero. Este sería el mínimo energético al final de la era de Planck.  No está mal para un espaciotiempo “vacío”. Y el tamaño mínimo asociado sería, claro, del orden de la longitud de Planck.


Esquema aproximado del desacoplo de las interacciones conocidas actualmente.





Era de la Gran Unificación>> Entre 10-43s a 10-36s: este terreno es aun altamente especulativo, pero al menos es consistente con las mejores teorías de que disponemos. La fase se inicia con una ruptura de simetría 10-43s tras el “inicio”. Una ruptura de simetría es un evento en el cual el comportamiento del sistema cambia bruscamente adoptando una nueva configuración lo que puede hacer emerger nuevas características y propiedades, y/o dejar de manifestar otras. En esta, la gravedad empieza a mostrar un comportamiento distinto de la “superfuerza” de la era de Planck. Las otras tres fuerzas conocidas (las dos nucleares y la electromagnética) siguen siendo o comportándose como una sola: la fuerza electronuclear. Por tanto, si lo pensamos en términos de campos cuánticos, diremos que se diferencia el campo gravitatorio del supercampo original y, si admitimos que el campo gravitatorio está cuantizado, esto significa que los gravitones existen como excitaciones de dicho campo, y por tanto serían las primeras partículas en aparecer en nuestro universo y diferenciarse, definiendo sus propiedades. Eso sí, probablemente no serían como las que pensamos que tienen actualmente, porque la intensidad de una interacción varía en función del nivel energético.


            La energía del vacío (el mínimo del supercampo ahora degradado tras el desacoplo de la gravedad) ha caído hasta los 1015 Gev (el equivalente sería una temperatura del orden de 1027K). Casi un billón de veces la energía que somos capaces de concentrar en las colisiones del LHC a su máxima capacidad.


Pero, ¿y si el gravitón no existe? Significaría que la gravedad es pura geometría, no una interacción. Y todo lo anterior sería incorrecto: las superpartículas y el supercampo original seguirían diluyendo su densidad de energía por la expansión del universo y no habría existido una frontera con la Era de Planck.  


Era Electrodébil e Inflación Cosmológica>> Entre 10-36s y 10-12s: la parte inicial de esta Era es aún muy especulativa, pero la entendemos mucho mejor a medida que nos acercamos al final de la misma. El comienzo de esta Era lo marca otra ruptura de simetría, que esta vez se produce sobre la versión degradada de la superfuerza, es decir, sobre la fuerza electronuclear, que decae en dos interacciones diferenciadas: la fuerza nuclear fuerte y la fuerza electrodébil. Esto significa que el campo cuántico de la interacción electronuclear se desacopla en otros dos, con sus respectivas excitaciones. Por primera vez los gluones y la carga de color aparecen en el universo. Junto a ellos, los bosones electrodébiles, mediadores de la interacción homónima. Son en ese periodo las únicas partículas del universo, excepción hecha del gravitón, si es que existe. Todos bosones, y sin masa, moviéndose a la velocidad de la luz, apelotonados en el diminuto volumen del universo (observable) de apenas 10-28m de diámetro. Pero aquí es donde irrumpe la sorprendente hipótesis de la inflación cosmológica.


Porque,… dejemos las cosas claras: a día de hoy no cuenta con evidencia observacional alguna. Pero es tan poderosa su capacidad para solucionar las discrepancias entre los datos observacionales y las predicciones del modelo del Big Bang clásico, que la inmensa mayoría de la comunidad de cosmólogos, la considera (precipitadamente, diría) parte irrenunciable del paradigma vigente en cosmología física. ¿Por qué? ¿Qué la hace tan potente? ¿¡Y qué pensamos que pasó entonces!?

Bueno para no haceros esperar os cuento qué propone la hipótesis (debería decir las hipótesis) de la inflación. De hecho es tal la variedad de propuestas concretas, con sutiles diferencias para solventar los problemas e interrogantes que genera, que un mero esbozo daría para otra serie entera,… y con más temporadas que “Cuéntame”. Así que me limitaré a perfilar el esqueleto básico de la versión más extendida. 

Pues bien, la ruptura de simetría que desacopla las interacciones nuclear fuerte de la electrodébil tiene un efecto secundario: una inflación brutal. Entre los 10-36s y 10-32s, el universo se expande de manera desbocada, incrementando su volumen en un factor de, al menos, 1026. Para entendernos, en ese intervalo minúsculo de tiempo, crece a miles de veces la velocidad de la luz, para pasar de ser algo decenas de billones de veces más pequeño que un protón, hasta esto:


El universo observable del tamaño de una inocente pelotita de tenis...




Sí. El tamaño de una pelota de tenis. Bueno, la verdad es que todo depende de cuánto supongamos que duró la inflación, pero el rango va desde el tamaño de un grano de arroz a unos 2 metros. Teniendo en cuenta que hablamos de crecimiento exponencial, no es una gran diferencia. Pero como es tan especulativo queda bastante abierta la cuestión. Sin embargo pensadlo. Imaginar todo el universo como algo infinitamente pequeño o infinitamente grande no nos toca, no tenemos experiencia de esos tamaños. Pero pensar que todo el universo (observable) cupo una vez en la palma de tu mano… eso sí da que pensar.


            Sigamos. Consecuencia de ese súbito incremento de tamaño, el universo se “superenfría”, bajando su densidad de energía unas 100.000 veces, hasta reducirse al entorno de los 109 GeV.


Pero ¿qué causó esa expansión tan brutal? El mecanismo que se propone es un campo escalar: el inflatón. Un campo cuántico cuya densidad de energía era constante, producía una presión negativa y que tenía, al menos dos (quizá tres) vacíos (estados de mínima energía o de energía potencial mínima del campo). Este campo podría haberse originado en la ruptura de simetría que separa la fuerza nuclear fuerte, (de hecho en ese momento justo pensamos que comienza la inflación) o podría ser parte del supercampo original, y ser el verdadero origen y constituyente de todo (inflación caótica eterna). Y ahora empezareis a encajar las piezas…


Sea uno u otro su origen, el inflatón aparece, y comienza la expansión brutal del universo. Pero el campo estaba en un estado de “falso vacío” y por efecto túnel cuántico, pasadas las diminutas fracciones de segundo que duró la inflación, sufre una transición de fase (un cambio súbito de estado del nivel de energía) que le hace decaer a un nivel de energía mucho menor, a otro vacío (no sabemos también si falso –denominado por ello metaestable– o verdadero siendo el auténtico mínimo de energía del campo), y la inflación se para, para continuar con la expansión al ritmo previo. Pero he aquí que toda la energía de diferencia entre los dos “vacíos”, se transfiere a las partículas que ocupan el universo llevándolas a niveles previos a la inflación. Es el recalentamiento (Reheating).


Un inciso aquí. A los que hayáis leído o escuchado algo de cosmología,… ¿no os suena lo que acabo de describir? Es decir: un campo escalar, presente por todo el espaciotiempo, con densidad de energía constante, que genera una presión negativa, que a su vez produce la expansión acelerada del universo… ¡Efectivamente! ¡¡La energía oscura!!
 
Gráfica del artículo de Saul Perlmutter donde se revisan los resultados observacionales en relación con la expansión acelerada del universo, y la existencia de energía oscura.

Y es que un bonus-track de este relato es que, quizá, la energía oscura no sea más que el inflatón degradado al siguiente estado de vacío que posee, y que ha empezado a hacer de las suyas hace unos 5.000 millones de años, cuando la expansión del universo ha "diluido" la materia lo suficiente como para que la gravedad que produce no pueda contener los efectos de la energía oscura. Suelo ilustrar este proceso como sigue: imagina una montaña sobre el océano que se derrumba y queda sumergida. Imagina ahora que la deriva continental expande el océano haciéndolo más grande, pero al hacerlo el nivel del agua, que tiene que repartirse por mayor superficie, va descendiendo hasta que llega un momento en que los restos de la montaña derrumbada vuelven a ser visibles sobre la superficie del mar. Pues lo mismo ocurriría con el inflatón derrumbado en forma de energía oscura.


Pero no adelantemos acontecimientos, que queda mucho para llegar a eso. Sigamos.


Otra consecuencia del “Reheating” sería una transición de fase denominada ‘transición CDC’ (de las siglas de cromodinámica cuántica), en la que parte de la energía potencial del inflatón se condensa formando quarks y antiquarks que forman un plasma junto con los gluones, semejante a un líquido. Es el conocido plasma de quarks y gluones que ya hemos visto en las colisiones de iones pesados en el LHC. Y mientras la energía disponible lo permite, los quarks y antiquarks se mueven como partículas libres, ignorando la propiedad de la libertad asintótica (que hoy nos impide verlos aislados), mientras se aniquilan entre sí. Y así llegamos al final de la Era electrodébil.


Pero antes de pasar a la siguiente era, quiero mencionar que este relato aún tiene muchas lagunas. Es decir ¿qué pasa entre los 10-32s en que comienza el ‘reheating’ y los 10-12s que termina? ¿Nada más? Podríamos inventarnos aquí un montón de historias cuánticas con dragones y marcianos, con nombres raros y jeroglíficos matemáticos para impresionar claro, pero no sería honesto. Lo cierto es que no lo sabemos. Pero la sospecha generalizada de que hay mucho más en este periodo, aunque no tendría por qué haberlo, ha llevado a denominar este tramo de energía (y periodo) el desierto de partículas. Para poder justificar siquiera el mero ejercicio especulativo de imaginar qué otras cosas pudieron ocurrir necesitamos indicios, sean en forma de observaciones nuevas que requieran ese tipo de explicación para integrarse en el modelo, o bien indicios matemáticos que predijeran lo que ocurre en ese intervalo monótono como parte del modelo actual. Pero no disponemos de ninguno de ellos. No es descabellado pensar que a medida que la densidad de energía desciende, nuevas desintegraciones son posibles desde las superpartículas iniciales y eso nos permitiría encajar aquí otra popular hipótesis: la supersimetría, que postula que cada partícula del modelo estándar tiene una supercompañera, más masiva y de la familia “opuesta” (los bosones tienen fermiones como supercompañeros, y viceversa). Así quizás, los primeros quarks fueran squarks y tuvieran por tanto carácter bosónico. Y habría fotinos, gluínos,... y vete tu a saber el enorme zoológico de superpartículas, jerarquías y desintegraciones que nos encontraríamos. Por ejemplo las WIMPs que se piensa forman la materia oscura. Pero lo cierto es que el desierto de partículas es, de momento, un desierto, y que la supersimetría es una hipótesis. Nada más.  


¿Y por qué la inflación es tan popular entre los cosmólogos? Porque resuelve de un plumazo tres problemones que arrastraba la teoría clásica del Big Bang: el problema del horizonte [1], el problema de la geometría [2], y el problema de la estructura [3]. O dicho de otra manera:
 
1.-¿Cómo se explica que el fondo cósmico de microondas (FCM) sea tan uniforme como lo vemos si (según la versión clásica del Big Bang) los puntos más alejados del universo no habrían tenido tiempo de influirse mutuamente sin violar el límite de la velocidad de la luz?

2.-¿Por qué el universo responde a una geometría euclidiana y no a otra?

3.-¿Si el universo era tan homogéneo como para producir el FCM, cómo ha podido formar estructuras?
Las inflación soluciona estos 3 interrogantes. Si contamos con una etapa de inflación brutal, el universo era lo suficientemente pequeño como para producir el FCM que vemos en la actualidad (1), pero la expansión que sufrió lo “aplanó” de una forma casi perfecta (2), salvo por las pequeñas fluctuaciones cuánticas que ocurrieron durante la inflación, que se vieron estiradas a tamaños macroscópicos, constituyendo así la semilla de las grandes estructuras (3). Elegante, ¿no? Además que esta idea favorece a otras como el escenario de la Gran Unificación ya que permite explicar la ausencia de observaciones de monopolos magnéticos que, según predice dicho escenario, debería existir.

 Era de los Quarks>> Entre 10-12s y 10-6s. El nivel de energía presente en el universo en esta era y las siguientes lo podemos reproducir ya en el LHC, con lo cual a partir de aquí la mayoría de los enunciados se sostienen sobre una fuerte evidencia experimental, que además sirve para apuntalar el Modelo Estándar de la Física de Partículas.

Esquema del Modelo Estándar de la Física de Partículas, tal y como lo entendemos hoy en día.




La era electrodébil acaba con una nueva ruptura de simetría. El campo de la interacción electrodébil se separa en dos campos: el de la interacción nuclear débil, y el del electromagnetismo. Con estos campos aparecen los bosones mediadores de los mismos, es decir, los bosones W+, W- y Z0, pertenecientes a la fuerza nuclear débil, y el fotón, mediador del electromagnetismo. Ya estamos todos… o no, espera. Porque en esta ruptura ocurre otra cosa curiosa. ¡La ruptura da lugar a un tercer campo! ¡¡El campo de Higgs!! Y claro, no puede unirse a la fiesta el campo sin que lo acompañe el bosón correspondiente. Y en cuanto aparece, empieza a hacer de las suyas. Lo que significa que esta es la era en la que las partículas comienzan a tener masa. Toda partícula que “sienta el campo de Higgs” ya no puede viajar a la velocidad de la luz. Curioso ¿verdad? Sin contar con que los fotones, tal y como los conocemos, acaban de aparecer.


El mínimo de energía del universo (observable, no olvidemos este punto) ronda los 100 MeV, y alcanza ya un diámetro de mil millones de kilómetros (1012m). Nuestro universo es una bola caliente del estado de la materia más denso conocido: el plasma de quark-gluón a unos 1013 K.


Y también podemos dar la bienvenida a los leptones en la forma que les conocemos. Ya que existen las cuatro interacciones fundamentales que les afectan, y existen los fotones en su forma actual, y cuya desintegración produce pares de partícula-antipartícula. Ahora sí, creo que ya estamos todos… los que conocemos de momento.

Era de los Hadrones>> Entre 10-6s y 1s: a medida que el universo continua expandiéndose y enfriándose, los quarks y los antiquarks siguen aniquilándose y se produce un desequilibrio a favor de los quarks. No lo entendemos bien aún, pero sospechamos (armados con las evidencias de procesos asimétricos que hemos observado) que tiene que ver con que los procesos de desintegraciones y creaciones de pares no son totalmente simétricos. Así la mayor parte de la energía de las aniquilaciones existe en forma de fotones. Pero sin embargo, la energía es ya lo suficientemente baja como para permitir que los quarks se agrupen y formen hadrones. Es en este momento cuando los protones y neutrones aparecen en escena, acompañados eso sí por multitud de combinaciones que hoy denominamos exóticas, pero que en ese entorno eran la norma, ya que el mínimo de energía rondaba el MeV (Megaelectronvoltio). Y en este momento, los neutrinos se desacoplan de la materia bariónica. Esto habría producido un fondo cósmico de neutrinos, análogo al de radiación, liberado cuando el universo tenía unos 380.000 años de edad, pero que de poderse detectar ¡nos daría información mediante evidencia experimental directa de cómo era el universo con apenas 1 segundo de existencia! El universo tiene un diámetro aproximado de unas 1.000 veces el de nuestro sistema solar.

Era de los Leptones>> Entre 1s y 10s: los leptones son la mayor parte de la masa del universo en esta etapa, pues siguen creándose y aniquilándose estableciendo un equilibrio con los fotones, mientras que los hadrones que quedan son los excedentes de la aniquilación hadrónica. El nivel de energía ha decrecido hasta el entorno de los 100 keV (kiloelectronvoltio), unos 109K. Transcurridos esos 10 segundos la densidad de energía en el universo no permite seguir produciendo pares de leptón-antileptón, con lo que los existentes se aniquilan, sobreviviendo un remanente de leptones en su inmensa mayoría en forma de electrones y neutrinos. Aproximadamente 1 por cada 10.000 millones de pares que se aniquilaban, curiosamente cifra similar a la que afectaba a los quarks. ¿Algún proceso (como las desintegraciones beta) podría explicar esta “coincidencia”?


 En el vídeo se pueden observar sin filtros desde el minuto 0:54 los destellos producidos por la aniquilación de positrones y electrones. Los fotones gamma de la aniquilación excitan los atomos circundantes que producen a su vez los fotones visibles en la imagen.


Era de la Nucleosíntesis Primigenia>> Entre 10s y unos 17 minutos: el universo es en este periodo un gigantesco núcleo estelar. Y durante unos 17 minutos fusionará núcleos de Hidrógeno y neutrones libres para formar núcleos de Helio, junto a cantidades testimoniales de núcleos más pesados como el Litio. Al final de esta era, cuando las condiciones ya no permiten seguir formando núcleos, el universo contendrá un 75% de su materia bariónica en forma de isotopos de hidrógeno y casi un 25% de isotopos de Helio, siendo el resto otros núcleos más pesados. La predicción de estas proporciones, y su correspondencia con las observaciones, se considera una de las evidencias más fuertes a favor del modelo del Big Bang clásico, que lo elevó a la categoría de Teoría.
 


En general la descripción del Universo temprano acaba aquí. Pero ya que me he alargado tanto, voy a citar lo que viene a continuación. Quizás sea interesante desarrollar en futuras entradas estas etapas que a continuación nombro, y las precedentes en mayor detalle.


 Desde el final de la nucleosíntesis los fotones dominan el universo. Sin embargo, el medio es tan denso que los fotones apenas pueden viajar antes de ser absorbidos y reemitidos. Solo cuando han pasado unos 300.000 años el universo se ha expandido y enfriado lo suficiente como para permitirles moverse con creciente libertad. Para cuando el universo alcanza los 380.000 años aproximadamente, su temperatura ha descendido por debajo de los 3.000 K, y a dicha energía los núcleos son capaces de capturar los electrones con lo que se forman los primeros átomos. Y como son neutros, los fotones pueden viajar ya sin interrupción. El universo deviene transparente para ellos. Paradójicamente, se convierte en un lugar cada vez más oscuro.




A medida que la expansión continua y la radiación se diluye, la fuerza de la gravedad empieza a mandar. Comienza así la era de dominio de la materia, en la que la materia oscura se arremolina sobre las inhomogeneidades iniciales y hace caer en esos pozos gravitatorios a la materia bariónica. Los agujeros negros primordiales, formados durante el primer segundo de existencia del universo tienen un rol esencial aquí, pues muchos serán la semilla de los agujeros negros supermasivos galácticos, según los modelos que cuentan con mayor respaldo actualmente.









Impresión artística de una supergigante azul reionizando el hidrógeno cercano.
La edad oscura se prolonga hasta los 180-250 millones de años de edad del universo. Entonces se formarán las primeras estrellas: supergigantes azules de cientos (quizá hasta miles) de masas solares que vivirán apenas un millón de años antes de explotar como supernovas, sembrando el universo de elementos más pesados y agujeros negros de masa estelar. Alrededor de las estrellas los fotones gamma ionizan el hidrógeno, que brilla excitado en una longitud de onda característica, que quizá ya hayamos detectado: el amanecer cósmico.


Típicamente la reionización dura hasta los 1.000 millones de años de edad del universo, y en ella se ve la formación de las primeras protogalaxias, los cuásares como centros activos de las mismas, y comienza la evolución de las estructuras que llevará por agregación a la formación de las galaxias, cúmulos galácticos, y a las superestructuras: muros, nodos y superfilamentos.


Y todo seguirá así, plácidamente, con la gravedad reteniendo la expansión hasta que cuando el universo tiene unos 9.800 millones de años, se hace global la influencia de una vieja interacción que empezó a operar unos 1.000 millones de años antes de forma local, en los grandes vacíos. La energía oscura revierte los efectos de la gravedad y comienza a acelerar la expansión del universo, una vez más.


Y en eso estamos ahora mismo. En buscar las respuestas a los interrogantes que nos asaltan. Entre otros: ¿qué es la materia oscura? ¿Qué es la energía oscura? ¿Cómo afectará al destino del universo?







Hasta aquí el viaje por el modelo estándar de la Cosmología. Sé que esta es la entrada más densa de la serie. Y que sólo los más audaces y valientes habrán llegado hasta aquí. Si habeis sobrevivido al viaje, espero haberos provisto de una sólida guía a la que recurrir cuando encontréis una noticia sobre cosmología, para poder ubicar lo nuevo en este esquema.


El próximo episodio será sobre el futuro del universo. ¡Nos vemos!






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