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Mundos felices

Los universos imaginarios son mucho más bellos que este «real» construido de esta forma tan estúpida.

G. H. Hardy

Universos asimétricos

Las investigaciones de muchos críticos ya han arrojado mucha oscuridad sobre el asunto, y es probable que, si siguen en esa tónica, pronto no sepamos nada sobre él.

Mark Twain

La entrada de los físicos de partículas en la cosmología durante la segunda mitad de la década de 1970 centró la atención en el uso de las nuevas GUT para resolver el problema de la asimetría materia-antimateria del universo y el misterio de por qué hay alrededor de mil millones de fotones por cada protón. Estas teorías mostraban la posibilidad de lograr una imagen unificada de las tres fuerzas no gravitatorias de la Naturaleza, aunque cada una de ellas fuese tan distinta en intensidad a las otras. A medida que aumenta la temperatura del entorno, sus intensidades efectivas cambian a ritmos distintos y en diferentes aspectos —las fuerzas débiles se hacen más fuertes y las fuertes se hacen más débiles—, y todas ellas convergen en la misma intensidad a una energía muy alta, que correspondería al tiempo en que el universo tenía nada más que 10⁻³⁵ segundos de edad.

Esta convergencia ofrecía también una solución al otro problema acerca de la «unificación». Las teorías existentes que trataban cada fuerza de la Naturaleza de forma independiente no permitían que todas las partículas interactuasen con todas las demás. Los quarks no podían convertirse en electrones o viceversa. Esta compartimentación del mundo de las partículas elementales en comunidades separadas que no se comunican a través de las fronteras de las comunidades no parecía muy satisfactoria. Estas comunidades independientes se definían en función de si las partículas poseían ciertos atributos, como carga eléctrica, o una versión más complicada que llevan las partículas susceptibles a la interacción fuerte, «carga de color». Las teorías de gran unificación predecían la existencia de nuevos tipos de partículas elementales dotadas de ambos tipos de carga y capaces de actuar como intermediarias en intercambios entre las comunidades de partículas anteriormente independientes. Estas partículas intermediarias serían muy pesadas, y solo podrían producirse en grandes cantidades en las proximidades de la energía a la que las intensidades efectivas de las fuerzas fuesen similares. Estas partículas, a las que se denominó partículas «X», permiten que se desarrolle una verdadera «democracia de partículas» entre los distintos tipos de partículas elementales en las etapas más tempranas del universo.

Estas nuevas interacciones entre partículas tenían dos consecuencias inmediatas que captaron la atención de los físicos. La posibilidad de convertir partículas con carga de color, como quarks, en partículas sin color, como electrones y neutrinos, significaba que los tres quarks de un protón podían desintegrarse. Se esperaba que el protón fuese inestable.

Al principio parecía que la vida media podía ser lo bastante breve, 10³⁰ años, como para que se pudiese observar en los experimentos subterráneos en los que miles de toneladas de material podían aislarse de los rayos cósmicos y de otras influencias externas. Aunque la vida media de un protón individual es mucho más prolongada que la edad del universo (14 × 10⁹ años), 1000 kilogramos de roca o de agua contienen alrededor de 10³⁰ protones, y si incrementamos la masa en un factor 1000 tendremos una oportunidad aceptable de ver las reveladoras desintegraciones de protones si rodeamos la masa con detectores de gran sensibilidad^[291].

Las primeras declaraciones afirmando que se habían detectado estas desintegraciones en un experimento subterráneo en la mina de oro Kolar, en India, en 1980 despertaron gran expectación, pero resultaron ser una falsa alarma^[292]. Poco a poco, los límites experimentales han forzado la vida media del protón hasta su desintegración hasta una cifra muy superior a la de estas optimistas previsiones iniciales (más de 6,6 × 10³³ años^[293]). Aunque el protón será inestable en cualquier teoría unificada, lo más probable es que su vida sea demasiado prolongada como para que podamos detectar su desintegración o distinguirla de falsos procesos de desintegración de protones que tienen lugar en eventos de rayos cósmicos^[294].

La segunda consecuencia de las nuevas interacciones fue que los quarks y sus antipartículas, los antiquarks, no se desintegraban al mismo ritmo. Esta propiedad, junto con la desintegración de los quarks en electrones y neutrinos, significaba que el equilibrio materia-antimateria del universo podía cambiar. Ahora existía la posibilidad de calcularlo, y la respuesta no tenía por qué depender de su valor al principio del universo.

Dependía de tres factores^[295]: la fracción del universo en forma de partículas que pudiesen suministrar las desintegraciones variables quark-antiquark, la diferencia entre los ritmos de desintegración de los quarks y los antiquarks, y los ritmos de desintegración en sí. El último factor se debe a que era necesario que las desintegraciones tuviesen lugar más rápido que el ritmo de expansión del universo para bloquear las reacciones inversas justas para restablecer el equilibrio materia-antimateria a su valor inicial.

Se llevaron a cabo muchos intentos de efectuar estos cálculos, aumentando la complejidad y el grado de detalle de lo que se incluía en ellos^[296]. La conclusión de todos ellos fue unánime: era realmente posible explicar la asimetría observada entre materia y antimateria en el universo, independientemente de cómo hubiese sido su principio. Es más, si la asimetría entre quarks y antiquarks correspondía a, digamos, mil millones y un fotón por cada antiprotón, cuando el universo se enfrió hasta 10¹³ grados, los mil millones de protones aniquilarían los mil millones de antiprotones, dejando dos mil millones de fotones de aniquilación por cada protón desparejado sobrante. El resultado era un universo que contenía unos dos mil millones de fotones por cada protón^[297], bastante similar a lo observado. El equilibrio materia-antimateria y la proporción entre fotones y átomos están íntimamente relacionados y se pueden explicar al mismo tiempo.

La importancia de estos estudios no fue tanto que identificasen una GUT específica o la forma exacta como se había generado la asimetría materia-antimateria en nuestro universo: era que mostraban que era posible ofrecer tal explicación partiendo de una amplia gama de teorías. Cuando se identificase la teoría unificada correcta, sería posible predecir o explicar el desequilibrio materia-antimateria y el número de fotones por protón. Habían dejado de ser cifras que eran como eran porque fueron como fueron.

Universos problema

Robert Browning^[298]

No pasó mucho tiempo hasta que un profundo problema cosmológico mostró su desagradable rostro para amenazar la idea de la Gran Teoría Unificada en física^[299]. Si las fuerzas débil, fuerte y electromagnética eran la misma a energías muy altas próximas al inicio de la expansión del universo, un subproducto no deseado hacía acto de presencia. Si la fuerza de la electricidad y el magnetismo debe surgir del inicio del universo, estará acompañado por una profusa producción de una partícula nueva y muy pesada, denominada monopolo magnético, cuya existencia fue propuesta originalmente por Paul Dirac en 1931^[300]. Se trata de una versión muy pesada (10²⁰ veces más pesada) del electrón, salvo que, en lugar de carga eléctrica, lleva un nuevo tipo de «carga magnética», como si fuese un único polo de un imán en forma de barra. Estas cargas magnéticas se conservan en la Naturaleza, y vienen en variedades positivas y negativas —como las cargas eléctricas—, y la única forma de eliminar un monopolo es haciéndolo colisionar con su antipartícula y aniquilándolo. Por desgracia, una vez formados, los monopolos prácticamente nunca se encuentran con antimonopolos, y el universo parecía no tener más remedio que convivir con ellos… en grandes cantidades.

Esto era desastroso. El universo actual debería estar abarrotado de monopolos magnéticos, que contribuirían 10²⁶ veces más a la densidad del universo que todas las estrellas y galaxias. En un universo así no habría estrellas ni galaxias, ni tampoco estaríamos nosotros para preocupamos por ello. Este era el «problema del monopolo»^[301].

El intento de injertar los nuevos hallazgos de la física de altas energías en la reconstrucción de los primeros instantes de la historia del universo quedó detenido por este interrogante^[302]. Lo extraño es que, por primera vez, el estudio de los universos se vio influido por las teorías sobre partículas elementales, en lugar de por nuevas observaciones astronómicas o soluciones a las ecuaciones de Einstein.

Universos inflacionarios

William Shakespeare^[303]

Los problemas con los monopolos provocaron una especie de impasse, pero contribuyeron a seguir centrando la atención en los universos como gigantescos laboratorios teóricos de física de partículas, en lugar de geometrías en expansión de estrellas y galaxias. A los físicos de partículas solo les interesaba adoptar la expansión más simple posible: un universo con un espacio suave e isótropo, sin rotación ni otras propiedades extrañas^[304].

De repente, en 1980, un nuevo manuscrito apareció en los buzones de los departamentos de física. Se trataba de un trabajo considerable, escrito por un joven físico de partículas que trabajaba en el acelerador lineal de Stanford. Por entonces no era muy conocido, y había trabajado en una serie de puestos de asistente de postdoctorado en Estados Unidos, durante un importante bajón en el mercado de empleo académico^[305]. Alan Guth se había dado cuenta de que existía un tipo de universo en expansión que ofrecía la solución simultánea de muchos de los grandes problemas a los que los cosmólogos se habían estado enfrentando durante los últimos 20 años. Pero no era esta su motivación inicial: lo que él trataba simplemente de hacer era resolver el problema del monopolo.

La propuesta de Guth, a la que pronto se adhirieron otros muchos físicos y cosmólogos, era en esencia muy simple. Sugería que, durante los primeros instantes de la historia del universo, justo antes de los eventos que habrían producido los monopolos magnéticos y antes de que se estableciese la asimetría materia-antimateria, la expansión del universo sufrió un breve pico de aceleración, o inflación, como la denominaba Guth (Figura 9.1), un descubrimiento irónico en un clima económico durante el cual era tan difícil conseguir un trabajo duradero. Se trataba de una idea singular. Ya hemos visto que existen universos en aceleración, como los hallados por primera vez por De Sitter e implementados en el universo de estado estacionario. Estos universos aceleran siempre, desde el pasado hasta la eternidad futura. Pero también hemos visto universos, como el de Lemaître, que empezarían decelerando para cambiar eventualmente de marcha y acelerar cuando la constante cosmológica repulsiva se hiciese más intensa que la fuerza de atracción de la gravedad ordinaria. Sin embargo, cuando empezaban a acelerar, nunca se detenían.

Nadie había hallado universos que se expandían siempre y en los que la aceleración, una vez iniciada, pudiera cambiarse a deceleración (Figura 9.1). Guth había hallado una forma de crear una tensión gravitatoriamente repulsiva de forma temporal, que se comportaba durante un breve período como la constante cosmológica de Einstein, de infausta memoria.

Las nuevas teorías sobre el comportamiento de la materia a muy altas energías contenían nuevos tipos de partículas que acabaron recibiendo el apelativo de «campos escalares»^[306]. Estas formas de energía pueden cambiar muy lentamente, mucho más que el ritmo de expansión del universo, y en tal caso ejercerían entre sí repulsión gravitatoria, en lugar de atracción. En el caso extremo y más común, eran casi como una manifestación de la constante cosmológica de Einstein. Ejercían una presión negativa, o tensión, en el universo; pero, a diferencia de la constante cosmológica pura, eran pasajeras: los campos escalares podían desintegrarse, rápida o lentamente, y convertirse en radiación ordinaria y en otras partículas elementales que ejercían presión positiva y eran gravitatoriamente atractivas. La evolución global del tamaño y la temperatura del universo inflacionario se muestra en la Figura 9.2.

FIGURA 9.1. La evolución de la distancia en función del tiempo en un universo inflacionario simple. La inflación tiene lugar si la expansión pasa por un período de expansión acelerada. Esto hace que el universo se expanda mucho más y permanezca mucho más próximo al ritmo de expansión crítica durante más tiempo que en el caso de que no hubiera habido inflación.

La nueva física de partículas había ofrecido algunas claves sobre cómo podía esto ser posible. La constante cosmológica era, en el idioma de los físicos de partículas, una descripción de la «energía del vacío» del universo, la menos energía que podía tener. Con esto se referían a un estado local de energía mínima, como la posición a la que rodará una canica si se la sitúa en un bol de cocina. Grupos de partículas elementales pueden elegir entre varias de estas posiciones de reposo temporales, cada una de ellas con distintos niveles de energía y era posible ser trasladado de una posición a otra por sacudidas aleatorias de otras partículas a medida que el universo se enfriaba (Figura 9.3).

FIGURA 9.2. El pico en la escala de la expansión durante la inflación va acompañado por una rápida caída de la temperatura. Cuando la inflación finaliza hay un repentino aumento de la energía creada por la desintegración de las partículas que impulsan la inflación. Esto provoca un recalentamiento del universo. Posteriormente, el universo se enfría al mismo ritmo que lo hacía antes de que tuviese lugar la inflación. La inflación hace que el universo esté más expandido en cualquier momento posterior de lo que estaría si no hubiese habido inflación.

Si parte de la materia del universo se veía desplazada de su estado de equilibrio y empezaba a moverse hacia otro estado de energía inferior, experimentaría la tensión gravitatoria repulsiva de la energía del vacío liberada por el movimiento al nuevo estado de menor energía, y aceleraría rápidamente^[307]. Guth se dio cuenta de que las consecuencias de que este cambio se produjera con rapidez podían ser desastrosas. Los cambios surgirían como burbujas de nuevo vacío apareciendo en diferentes lugares al mismo tiempo. Las burbujas se expandirían con rapidez y se encontrarían con otras burbujas. El resultado sería un embrollo tremendo de irregularidades e inmensas variaciones de densidad y de ritmo de expansión de extremo a extremo del universo. Este no es el universo en el que vivimos.

FIGURA 9.3. En sus primeras fases, el universo puede contener materia con diversos estados locales de energía mínimos, o «vacíos», con diferentes energías. En esta imagen se encuentran en A, B, C y D. El estado de vacío B es el más bajo, y podría ser que una parte del universo alojada en los mínimos A o C recibiese una perturbación que le permitiese «saltar la colina» y caer en B.

De todos modos, Guth presentó su nueva teoría inflacionaria, destacando este problema, porque tenía otras diversas consecuencias deseables y de gran simplicidad. En seguida, otros reconocieron que era posible que la transición de un estado de vacío del universo a otro tuviera lugar muy lentamente, y que todo nuestro universo se hallase dentro de una burbuja de nuevo vacío. Eso significaba que no habría colisiones de burbujas y los escombros consiguientes dentro de nuestro universo visible. Si muy pronto en la historia del universo aparecía el tipo adecuado de forma de materia gravitatoriamente repulsiva, podía impulsar esta aceleración para pronto desintegrarse en formas ordinarias de materia y radiación. La aceleración se terminaría y el universo reanudaría su rumbo de deceleración.

Si el universo sufrió este breve interludio de expansión acelerada, había varias consecuencias notables que parecían resolver algunos antiguos problemas. El universo crece hasta un tamaño mucho mayor, más rápido de lo que lo habría hecho en otras circunstancias. En el proceso, la expansión es impulsada muy cerca del límite que separa los universos que se expanden eternamente de los que acaban por colapsar de nuevo sobre sí mismos hacia un big crunch. Al mismo tiempo, el universo se hace muy suave y cada vez más similar en todas las direcciones del espacio (Figura 9.4). Estas eran propiedades del universo visible que anteriormente carecían de explicación. El breve período de inflación proporciona una explicación natural a todas ellas simultáneamente.

FIGURA 9.4. La inflación progresiva de parte de un espacio curvado lo hace parecer localmente plano al ir desde (a) hacia (d).

La consecuencia más interesante de la inflación es que el período más rápido de expansión acelerada permite que toda la parte visible del universo actual (que mide más de 14 000 millones de años luz de extremo a extremo) se haya expandido a partir de una fluctuación de masa y energía mucho más pequeña de lo que se había imaginado que fuera posible; una fluctuación lo bastante pequeña como para que se mantuviera suave por los rayos de luz moviéndose de un extremo al otro^[308]. El alto nivel de suavidad que observamos en nuestro universo no es, por tanto, más que un reflejo del hecho de que, en un universo inflacionario, todo el universo visible es la imagen expandida de una diminuta fluctuación que se conserva suave e isótropa gracias a los fotones de luz que mueven el exceso de energía de las partes más calientes a las más frías (Figura 9.5).

FIGURA 9.5. La inflación hace crecer una región mayor que el universo actualmente visible (3 × 10²⁷ cm) a partir de la expansión de una porción de espacio lo bastante pequeña como para quedar suavizada por las señales lumínicas que la cruzaban en cualquier momento del universo joven. En esta imagen elegimos que ese tiempo sea de 10⁻³⁵; así, la luz viajando a una velocidad de 3 × 10¹⁰ cm/s podrá atravesar regiones de un tamaño de unos 3 × 10⁻²⁵ cm. La temperatura del universo en ese momento es de 3 × 10²⁸ K, y ha caído hasta los 3 K actuales. El factor de cambio de temperatura global de 10²⁸ es la cuantía en que la inflación estira la región desde 3 × 10⁻²⁵ cm hasta 3 × 10²⁷ cm. Esto explica la suavidad del universo visible: vemos la imagen expandida de una región suave muy pequeña. Si no hubiese tenido lugar la inflación, el universo visible se habría expandido a partir de una región de unos 3 cm, es decir, unas 10²⁵ veces mayor que la distancia que los rayos de luz podían haber cubierto en ese momento. No habría podido mantenerse suave.

Por último, pero no menos importante, la inflación también resuelve el problema de los monopolos. Los monopolos se crean porque pueden surgir discordancias entre las direcciones en las que señalan las tensiones magnéticas. En un universo inflacionario, la región desde la que se expandió nuestro universo visible es tan pequeña que en ella no surge ninguna de estas discordancias magnéticas, y no se espera que haya monopolos. En cambio, si el universo no hubiese acelerado en los primeros tiempos, la región que se expandió para convertirse en nuestro universo visible tendría que ser al menos 10²⁵ veces mayor (alrededor de 1 cm de ancho). Contendría una cantidad enorme de discordancias magnéticas y, en consecuencia, un número catastróficamente alto de monopolos, porque los efectos suavizadores de los rayos de luz solo serían efectivos en distancias de alrededor de 10⁻²⁵ cm.

La inflación ofrece una explicación natural simultánea de la enigmática isotropía y suavidad del universo visible, de la ausencia de una superabundancia de monopolos y de su proximidad de la línea crítica que separa los universos que se expanden para siempre de los que finalmente volverán a contraerse hasta un estado de alta densidad. Posee interesantes relaciones con problemas y universos que ya hemos hallado con anterioridad. Algunos aspectos recuerdan el universo de estado estacionario, pero este período de «estado estacionario» es temporal, lo cual es muy importante. Si la inflación no termina y la aceleración prosigue siempre, todo queda suavizado indefinidamente. No habrá galaxias ni estrellas.

La inflación también resuelve algunos de los desafíos a los que se enfrentaba la cosmología caótica. La inflación fue capaz de explicar el alto grado de isotropía y uniformidad sin necesidad de que hubiera disipación de irregularidades y los problemas que crearía. En lugar de erradicar las uniformidades, la inflación se limitaba a barrerlas más allá del horizonte actualmente visible del universo. Aún estarán en algún lugar lejano, pero la totalidad de nuestro universo visible refleja la alta isotropía y suavidad de un minúsculo fragmento de espacio que sufrió inflación.

Los primeros intentos de Misner y de los «cosmólogos caóticos» para demostrar que las anisotropías en la expansión inicial del universo podían quedar amortiguadas con la rapidez suficiente como para no arruinar las buenas predicciones de la nucleosíntesis de helio en el big bang y el alto nivel de isotropía térmica en la radiación de fondo por todo el cielo nunca tuvieron éxito. Un exceso de anisotropía inicial generaba demasiada radiación térmica para amortiguarla. Lo que es peor, algunos tipos de anisotropía —los que están en la curvatura del espacio— parecían ser tercamente inmunes a someterse de una forma tan simple. Los cosmólogos se habían quedado atascados en la razonable hipótesis de que la gravedad siempre sería atractiva en los primeros tiempos del universo. Estaban abiertos a la idea de que podía convertirse en repulsiva muy tarde en la historia del universo porque la constante cosmológica podía ser positiva, como Einstein había propuesto. En 1980, no se creía que esto fuese muy probable, pero no se podía excluir. En el momento en que se admite la posibilidad de una repulsión gravitatoria en los primeros tiempos, todas las tercas anisotropías se compensan con mucha rapidez, porque la expansión es también muy rápida.

Universos inflacionarios caóticos

William Shakespeare^[309]

A la cosmología inflacionaria le parece bien que el universo empiece de forma caótica y complicada, del mismo modo que los cosmólogos caóticos creían que era lo más probable (porque hay muchísimas más formas de ser complicado que de ser simple), pero cualquier minúscula parte del caos que pueda entrar en inflación se hará mayor, más suave y más isótropa, empujando fuera de la vista a otras regiones en inflación. Hay que tener presente una cuestión importante: la teoría inflacionaria no dice nada sobre el universo en su conjunto. No sabemos si es suave en todas partes o totalmente caótico a nivel global, más allá de nuestro horizonte visible.

Pero esta minúscula región que crece para abarcar todo nuestro universo visible no será perfectamente suave. Es inevitable que haya mínimas fluctuaciones estadísticas y cuánticas que acabarán inflándose en escala para actuar como semilla de las variaciones de densidad a gran escala que observamos en el universo actual en forma de galaxias. Sin la inflación para extenderlas, esas fluctuaciones estadísticas serían inicialmente demasiado débiles para explicar la existencia de galaxias por el proceso de inestabilidad gravitatoria. Los cosmólogos comprendieron todo esto durante un taller especial sobre la nueva teoría de dos semanas de duración, celebrado en Cambridge durante los meses de junio y julio de 1982^[310].

Los participantes pronto vieron que la inflación producía fluctuaciones con un patrón de variación específico. Ese patrón se había supuesto anteriormente por comodidad, porque era el más simple; en él, la agrupación, cuando se hacía visible, tenía la misma intensidad en todas las escalas del universo^[311]. Se trataba de un patrón de irregularidad especial, el único para el que el universo siempre tendría el aspecto de un universo de Friedmann-Lemaître, aparte de pequeñas perturbaciones en cualquier tiempo pasado o futuro.

Utilizando el hecho de que la inflación crea simplemente una versión temporal del universo de estado estacionario es posible ver por qué surge. Recordemos que la teoría del estado estacionario no permitía distinguir el futuro del pasado, y la inflación exponencial de De Sitter lo garantiza. Si hay un proceso natural que crea pequeñas irregularidades, entonces tampoco se deben poder utilizar para distinguir el futuro del pasado. Si las fluctuaciones de cualquier tamaño tienen la misma intensidad cuando un observador las ve, ese principio no se ve afectado.

Así, como ventaja inesperada, la inflación ofrecía una posible explicación para la existencia de galaxias y un patrón particular de pequeñas irregularidades en la densidad del universo. Esto produciría una variación angular especial en la temperatura de la radiación de fondo cósmica. Así, disponíamos de una forma de probar si la inflación había tenido realmente lugar.

Los cosmólogos han estado buscando minuciosamente con multitud de instrumentos esta pista inequívoca de la inflación, y se están acumulando de forma impresionante las pruebas que la confirman. Los satélites COBE y WMAP lanzados por la NASA han buscado el patrón distintivo de variaciones esperadas en la temperatura de la radiación de fondo cósmica al compararla con su temperatura en distintas direcciones del cielo. Los satélites son más eficaces que los instrumentos instalados en la superficie terrestre porque no tienen que mirar a través de nuestra cambiante atmósfera y pueden explorar todo el cielo, acumulando una inmensa cantidad de comparaciones térmicas, de modo que las variaciones puramente aleatorias que aparezcan en cualquier conjunto de datos dejan de ser significativas.

Estas observaciones y las predicciones teóricas que comprueban se han representado para mostrar la magnitud de las diferencias de temperatura contra la separación angular en el cielo donde se han medido. Las predicciones del modelo estándar de universo inflacionario en un intervalo de ángulos se muestran con una línea continua en la Figura 9.6. Se observan algunas características distintivas: las oscilaciones decaen hacia ángulos pequeños, como el sonido de un timbre. A medida que vamos hacia la derecha, sondeamos escalas cada vez menores y, finalmente, todas las fluctuaciones quedan niveladas por los procesos físicos que transfieren energía de regiones de mayor densidad a otras de menor densidad. Si extendiésemos la línea continua hacia la izquierda, se haría horizontal, lo cual concuerda bien con las observaciones tomadas por el viejo satélite COBE, que estaban confinadas a separaciones en el cielo de más de 10 grados. Los puntos de datos que trazan con precisión la curva continua proceden principalmente de la misión del satélite WMAP^[312]. Observamos que hay una coincidencia muy notoria con el patrón inflacionario predicho en los primeros altibajos; luego, las incertidumbres observacionales crecen a medida que nos acercamos a los límites de sensibilidad de los instrumentos. Hay un descenso peculiar en la señal cuando esta se alisa en escalas angulares grandes que ha sido un considerable motivo de controversia e interpretación entre los astrónomos^[313].

FIGURA 9.6. El nivel de fluctuación de temperatura (en unidades de microKelvin al cuadrado) predicho por un universo inflacionario (curva continua) sobre la escala angular del cielo, en grados, comparado con los datos observacionales de diversos experimentos, tanto de superficie como en globos. Para hacerse una idea, la luna llena subtiende alrededor de 0,5 grados. Los principales datos en separaciones angulares grandes son del satélite WMAP, tras siete años de recopilación de datos (puntos negros). La banda sombreada de la curva situada hacia la derecha es la incertidumbre estadística irreducible creada por el número limitado de regiones de este tamaño en el universo visible.

Un nuevo satélite, llamado Planck y lanzado en el verano de 2009 por la Agencia Espacial Europea, mejorará aún más la precisión de las observaciones en ángulos pequeños. Mientras, los astrónomos que observan desde la superficie están sacando provecho de los continuos progresos tecnológicos en electrónica para construir detectores cada vez más sensibles, en una carrera por construir el mapa completo y detallado de la radiación desde los primeros momentos de la historia del universo. ¿Tuvo realmente lugar la inflación? La forma definitiva de la Figura 9.6 podría, en última instancia, persuadir a los cosmólogos. Dicha Figura revela el ritmo de la inflación. Nos permite volver nuestra vista al momento en que el universo tenía una edad de poco más de 10⁻³⁵ segundos. Esta gráfica, reproducida con frecuencia en los medios científicos y en conferencias públicas sobre el estado actual de la cosmología moderna, se percibirá algún día como la primera prueba hallada sobre los primeros momentos concebibles de nuestro universo. Es el homólogo cosmológico de la foto de un bebé.

Universos inflacionarios eternos

El mundo nunca es suficiente.

Lema de la familia de James Bond

La imagen inflacionaria de los primeros momentos del universo dio lugar a dos consecuencias singulares e inesperadas. Propone que el universo sufrió un breve período de expansión acelerada muy al principio de su historia. Esto permite que toda la parte del universo que es actualmente visible para nosotros sea la imagen expandida de una región que había sido lo bastante pequeña como para quedar suavizada por los rayos de luz y otros procesos que tienen lugar de forma natural en las primeras etapas del universo. Al principio, nuestra atención se centraba casi por completo en lo bien que esta sencilla propuesta explicaba las propiedades generales de nuestro universo visible: su uniformidad global, espolvoreada con las pequeñas irregularidades destinadas a convertirse en galaxias, su ritmo especial de expansión y la extrema similitud en el ritmo de expansión en todas direcciones. Lo que antes no eran más que coincidencias sin explicación, ahora eran consecuencias de una única hipótesis simple.

Sin embargo, esta imagen sencilla pronto pondría de manifiesto algunas complicaciones inesperadas. Está muy bien considerar nuestra porción visible del universo como la imagen expandida suavemente de una minúscula región primordial, pero ¿y las regiones vecinas? Cada una de ellas podría sufrir una cantidad de inflación ligeramente distinta y crear grandes regiones homogéneas propias, pero con propiedades diferentes de la nuestra. No podemos verlas porque su luz no ha tenido aún tiempo de alcanzarnos^[314], pero algún día, billones de años en el futuro, nuestros descendientes podrían verlas, y lo que hallarían es una región del universo cuya geografía es muy distinta de la nuestra. Suponemos que el universo será inmensamente complicado e irregular en escalas muy grandes, aunque tiene un aspecto muy homogéneo y relativamente simple en las escalas actualmente visibles para nosotros. La inflación nos lleva a suponer que el universo local que podemos ver no es un representante típico del universo global (y posiblemente infinito). Lo más probable es que la geografía sea un asunto mucho más complicado de lo que creíamos (Figura 9.7).

Por si esto no fuese lo bastante inquietante, Alex Vilenkin y Andrei Linde se vieron obligados a admitir que el universo inflacionario tiene otra propiedad incómoda: se autorreproduce (Figura 9.8). Una vez que la inflación toma posesión de una pequeña región del universo y hace que acelere su expansión, crea las condiciones necesarias para que tenga lugar la inflación en subregiones de esta primera región inflacionada. El resultado es un proceso que se autorreproduce, con regiones en inflación generando otras regiones en inflación, que a su vez producen otras, y así hasta el infinito. Y si es hasta el infinito hacia el futuro, ¿por qué no también hacia el pasado?

FIGURA 9.7. Inflación caótica. Diferentes partes del universo joven sufren diferentes cantidades de inflación, de forma aleatoria. Nosotros nos hallamos en una de las partes que se hizo lo bastante grande, durante el tiempo suficiente, para que en ella se formasen estrellas y evolucionase vida basada en el carbono^[315].

La inflación autorreproducible eterna significa que, aunque es posible que nuestro pequeño universo «burbuja» en inflación tuviese un principio cuando se inició su expansión, el «multiverso» global de universos burbuja no necesita haber tenido un principio y no habrá tenido un final. Vivimos en una de esas (quizá infrecuentes) burbujas en la que la expansión ha durado lo suficiente como para permitir la evolución de estrellas, planetas y vida. La historia es también un asunto mucho más complicado de lo que creíamos.

Esta imagen de «inflación eterna» introduce un nuevo factor de complejidad en nuestra comprensión de la historia del universo. Es una imagen seductora porque, igual que con el reconocimiento de la complejidad geográfica de un universo inflacionario, nos enfrentamos con la posibilidad de estar viviendo en un universo de enorme diversidad y complejidad histórica, la mayor parte del cual es totalmente inaccesible para nosotros. Habitamos en un único y simple fragmento de espacio y tiempo dentro de un elaborado tejido cósmico.

FIGURA 9.8. Inflación eterna con autorreproducción. Cuando cada región sufre inflación, crea condiciones para que partes de ella sufran más inflación en el futuro. Al parecer, este proceso no tiene y podría no haber tenido un principio global.

Andrei Linde, uno de los arquitectos de este concepto del universo inflacionario eterno, produjo una vívida imagen del proceso de autorreproducción en acción (Figura 9.9). En estas simulaciones por ordenador creadas por su hijo Dimitri, el paisaje del espacio empieza a desarrollar colinas a medida que distintas cantidades de inflación ocurren en distintos lugares. A continuación se forman espinas en las colinas, y espinas en las espinas, y así sucesivamente, y la inflación se autorreproduce en un despliegue fractal cada vez más complejo. Nosotros vivimos en uno de los raros pináculos en los que la inflación se ha completado y la expansión se ha calmado. Sin embargo, parece un lugar atípico donde habitar: la mayor parte del espacio de un multiverso infinito debería seguir sufriendo inflación. Esta vistosa secuencia de estalagmitas inflacionarias, que Linde caracteriza como el «universo de Kandinsky» (aunque recuerdan más a una de las esculturas «Splotch» del artista conceptual norteamericano Sol Lewitt, que se muestra en la Figura 9.10), es una instantánea del multiverso que se bifurca sin fin.

FIGURA 9.9. Instantáneas sucesivas de un modelo por ordenador creado por Andrei y Dimitri Linde para seguir el desarrollo de la inflación con autorreproducción, de la imagen (a) a la imagen (d). La formación de picos en las señales del espacio indica el comienzo de la inflación. La subsiguiente aparición de picos sobre picos, como estalagmitas, muestra la autorreproducción desbocada de los universos inflacionarios.

De pronto, el universo parece de nuevo más simple

La hoja de cálculo ha creado la sociedad del «qué pasaría si». En lugar de avanzar y progresar normalmente, la sociedad del «qué pasa si» cuestiona todos nuestros movimientos. Lo critica todo a posteriori.

John C. Dvorak^[316]

El universo inflacionario ha tenido un éxito extraordinario en proporcionar una explicación simple para la naturaleza del universo que vemos, al tiempo que ha intentado persuadimos de la existencia de una inmensidad infinitamente complicada más allá de nuestro horizonte que nunca podremos ver. Las pruebas observacionales cada vez más abundantes sobre el patrón característico de variaciones de temperatura en la radiación de fondo de microondas se traducen en que nos tomamos muy en serio la idea de que nuestra parte visible del universo sufrió un pico de inflación en sus etapas iniciales. Por eso la vemos actualmente tan homogénea, isótropa, próxima al ritmo de expansión crítico, libre de monopolos magnéticos y espolvoreada con las distintivas irregularidades necesarias para convertirse en galaxias mediante el proceso de inestabilidad gravitatoria señalado en primer lugar por Newton y que Lifshitz confirmó que tendría lugar también en la teoría de la gravedad de Einstein.

FIGURA 9.10. Splotch 15, de Sol Lewitt, 2005. Esta instalación de arte conceptual mide unos 3,5 metros y está hecha de pintura acrílica sobre fibra de vidrio. Forma parte de una serie de veintidós estructuras en evolución de un estilo similar iniciada en 2000.

El patrón de expansión que predice la inflación es muy similar a uno de los universos que Lemaître estudió hace ochenta años. La diferencia es que hay una forma de crear una constante cosmológica provisional, que se descompone rápidamente en forma de radiación y que deja un rastro observable. Actualmente se cree que se ha observado este rastro. Esto es algo fantástico: cuando el universo no tenía más que 10⁻³⁵ segundos de edad pudo suceder algo que dejó un resto fósil que podemos detectar en la actualidad. Podemos comprobar nuestras teorías sobre lo que sucedió en esos instantes absurdamente tempranos mediante observaciones astronómicas directas.

Y sin embargo, a pesar de sus éxitos en la explicación del universo que vemos, la teoría del universo inflacionario nos asusta, ya que hace que parezca inevitable que seamos parte de un universo infinitamente complicado de «burbujas» en expansión, probablemente de estructuras muy distintas entre sí y posiblemente con leyes naturales muy dispares. De repente, ya no hay un solo universo: hay diversos.

Los diversos universos, fuera de control

Lo que he descubierto es que no hay desastres, solo oportunidades. Y, por supuesto, oportunidades para nuevos desastres.

Boris Johnson^[317]

El singular despilfarro de un universo inflacionario, que toma minúsculas fluctuaciones en el espacio y rápidamente las expande hasta la escala de universos enteros nos obliga a empezar a pensar en universos en plural. Podemos ver la imagen ampliada de una nimia fluctuación primordial. Y sin embargo, a nuestro alrededor, más allá del horizonte, se encuentran los resultados de innumerables casos de inflación y autorreproducción. Lo que vemos en nuestra porción de universo depende de dos factores: los detalles de la inflación que experimentó y las leyes de la física que lo gobiernan. Hasta hace relativamente poco, la mayor parte de los físicos esperaban que hubiera una única «Teoría del todo» posible, y hallarla era como resolver un gigantesco rompecabezas: solo hay una solución, y cuando la encuentres, lo sabrás.

Poco a poco, la confianza en esta expectativa sencilla ha quedado afectada. Las mejores candidatas a Teorías del todo tienen un aspecto completamente distinto. Su simetría global modela las leyes de la Naturaleza, pero poseen un inesperado grado de flexibilidad. Pueden existir distintas leyes de la física coherentes, cada una de ellas con un número distinto de fuerzas, constantes de la Naturaleza, número de dimensiones espaciales y otras muchas propiedades. Muchos de estos aspectos tradicionalmente fijos del universo parecen ser simplemente resultados aleatorios. El conjunto de leyes y fuerzas que vemos en la Naturaleza es solo una de las muchas opciones, y todas ellas son coherentes consigo mismas y completas a su modo.

Al principio parecía que solo podía haber unas pocas opciones para elegir de un grupo de posibles Teorías del todo, llamadas «teorías de cuerdas», descubiertas a principios de la década de 1980. Pero luego se descubrió que estas teorías de cuerdas no decían la última palabra. No eran verdaderas Teorías del todo. No eran más que diferentes puntos de vista restrictivos de una Teoría del todo más profunda, y aún no hallada, que se denominó «Teoría M». Sabemos que esta teoría existe, pero no sabemos casi nada de su estructura más profunda; solo conocemos su aspecto cuando describimos casos restrictivos específicos, como cuando las energías y las temperaturas son bajas o cuando la gravedad es muy débil. Sorprendentemente, la teoría predice que, en tal situación, la gravedad quedará descrita por la teoría de la relatividad general de Einstein. A partir de lo que sabemos de esta teoría, es extraordinariamente compleja y ofrece un gran número de mundos autocoherentes; la estimación más popular habla de más de 10⁵⁰⁰. Este número es colosalmente grande. Mil millones no es más que 10⁹ y, si empezases a contar un número por segundo el mismo día de tu nacimiento, probablemente nunca llegarías a mil millones en toda tu vida.

Esta cifra de 10⁵⁰⁰ abarca todos los estados posibles que definen las leyes y las constantes de la física en los que se podría hallar nuestra porción de universo después de enfriarse lo bastante como para que se inicie la inflación. Este ámbito de posibilidades se denomina «el paisaje»^[318]. Estos mundos posibles no solo difieren ligeramente en densidad y temperatura, o en la forma como se expanden, como los distintos universos que hemos examinado hasta ahora en este libro. Sus diferencias son más radicales: tienen un número de fuerzas y constantes de la Naturaleza distinto, e incluso diferentes dimensiones espaciales y temporales. En muchas de ellas puede no haber fuerzas como el electromagnetismo, y no contendrán átomos ni vida.

El estudio de este inmenso despliegue de posibilidades está dando aún sus primeros pasos, e implica el descubrimiento y la clasificación de complejas estructuras matemáticas denominadas variedades de Calabi-Yau, que toman el nombre de los dos matemáticos, Eugenio Calabi y Shing-Tung Yau, que las descubrieron, mucho antes de que los físicos se interesasen por ellas^[319]. Al principio, este estudio parece sobrecogedor: no son muchos los espacios de Calabi-Yau que se conocen y se comprenden; en la Figura 9.11 se muestra la imagen de uno de ellos. Se pueden clasificar en términos de algunas de las cantidades que miden su tamaño y su complejidad.

FIGURA 9.11. Un espacio de Calabi-Yau.

Los investigadores han utilizado en su beneficio rápidos ordenadores para buscar y clasificar las posibilidades existentes, pero solo han podido explorar las regiones menos densas del paisaje, donde las cosas no son demasiado complicadas. Una de las esperanzas para estos estudios es que solo haya un número reducido de mundos «interesantes» entre la cantidad inimaginablemente grande definida por todos los espacios de Calabi-Yau. Quizá solo unos cuantos permitan los subpatrones físicos necesarios para adaptarse a partículas como electrones y quarks, y combinaciones de ellas que generen átomos y moléculas.

Mientras, nos enfrentamos con una extraordinaria lotería cósmica en la que, al parecer, cada uno de los distintos fragmentos en inflación de un universo inflacionario eterno se verá asignado de forma aleatoria a uno de los 10⁵⁰⁰ estados disponibles en el paisaje de posibilidades de las cuerdas. Tras la inflación, el estado seleccionado por una caprichosa serie de eventos determinará el carácter de la gran región inflacionaria obtenida.

El número de tipos distintos de física disponibles en el paisaje parece asombrosamente grande, y la exploración de partes del inmenso (pero finito) catálogo de espacios de Calabi-Yau constituye un tremendo desafío que tendrá ocupados a los matemáticos durante mucho tiempo. Sin embargo, Frederik Denef y Michael Douglas, de la Universidad Rutgers, han señalado un profundo problema de la exploración sistemática de todos los estados posibles del paisaje^[320]. Se podría pensar que la estrategia adoptada por los físicos sería determinar qué zonas del paisaje conducen a universos como el que podemos observar. Por desgracia, este plan ideal se ve obstaculizado por lo que sabemos sobre la complejidad de los problemas computacionales. Cualquier proceso de comprobación para buscar los estados de menor energía del paisaje de la teoría de cuerdas lleva tanto tiempo computacional (en términos técnicos, es un problema «NP-complejo») que identificar y comprobar las propiedades de todos los estados candidatos de la teoría está más allá del alcance de cualquier ordenador concebible (incluso un ordenador cuántico).

Los problemas «complejos» se definen como aquellos en los que el tiempo de cálculo necesario crece exponencialmente con la información de entrada. Estamos acostumbrados a manejar problemas «fáciles», en los que la cantidad de cálculos crece en proporción directa al tamaño de la entrada (o a una potencia de este). Se han llevado a cabo algunas búsquedas simples^[321] en las que se han explorado 100 millones de modelos de la teoría utilizando 400 000 horas de tiempo de cálculo (se pueden emplear muchas máquinas simultáneamente). Sin embargo, la complejidad y el tiempo de computación crecen tan rápido con el tamaño de este problema «complejo» que, con solo duplicar el número de modelos que se deben explorar, el tiempo necesario crecería hasta más de 100 millones de años.

El número de resultados posibles para el universo inflacionario es alarmantemente grande. Nunca podremos emplear ninguna serie de observaciones para eliminar los candidatos incorrectos uno por uno. Y, por inquietante que esto suene, las cosas aún son mucho peores. Hasta ahora, hemos contado el número de diferentes tipos de física que permite la teoría de cuerdas, pero no hemos empezado a contar cuántos «universos» inflacionarios producirá el proceso de autorreproducción inflacionaria eterna.

Supongamos que tomamos una pequeña porción de espacio que ha elegido aleatoriamente uno de los estados de vacío del paisaje de supercuerdas en donde residir. Esta acción selecciona también la física que lo gobernará. Su tamaño será, como máximo, igual a la velocidad de la luz multiplicada por la edad del universo cuando se inicia la inflación. Para que la inflación baste para abarcar nuestro universo actualmente visible, y explicar así su isotropía, su suavidad y su falta de monopolos magnéticos, necesitará crecer en un factor de al menos N = e⁶⁰ durante la inflación. El número de otros «universos» con propiedades geométricas distintas que se producirán posteriormente como subproductos de este proceso será tan grande como:

e^e3n= 10¹⁰⁷⁷

Este número es tan grande que nuestros cerebros no podrían almacenar toda la información necesaria para enumerar todos estos mundos posibles. Se necesitarían todos los átomos del universo solo para disponer de tinta suficiente para escribirlo entero como un 1 seguido de 10⁷⁷ ceros. Es enormemente mayor que el número de miembros del paisaje del vacío de cuerdas. De hecho, aún podemos hacer que el número sea mayor si no contamos únicamente las regiones que crecen de nuestro fragmento, sino que incluimos las que emergen de una parte mayor del universo. El universo entero es un proceso de ramificación fractal en eterna expansión, dando lugar continuamente a un asombroso número de regiones nuevas.

No hace falta producir más números grandes para transmitir el mensaje: el número de posibles universos y el número de universos reales tan grandes como la región que llamamos «nuestro universo visible» es inconcebiblemente grande.