jueves, 5 de mayo de 2011

EL ORIGEN Y EL DESTINO DEL UNIVERSO



Capítulo 8

EL ORIGEN Y EL DESTINO
DEL UNIVERSO

La teoría de la relatividad general de Einstein, por sí sola, predijo que el espaciotiempo
comenzó en la singularidad del big bang y que iría hacia un final, bien en la
singularidad del big crunch ['gran crujido', 'implosión'] (si el universo entero se
colapsase de nuevo) o bien en una singularidad dentro de un agujero negro (si una
región local, como una estrella, fuese a colapsarse). Cualquier materia que cayese
en el agujero sería destruida en la singularidad, y solamente el efecto gravitatorio de
su masa continuaría sintiéndose afuera. Por otra parte, teniendo en cuenta los
efectos cuánticos parece que la masa o energía de la materia tendría que ser
devuelta finalmente al resto del universo, y que el agujero negro, junto con cualquier
singularidad dentro de él, se evaporaría y por último desaparecería. ¿Podría la
mecánica cuántica tener un efecto igualmente espectacular sobre las singularidades
del big bang y del big crunch? ¿Qué ocurre realmente durante las etapas muy
tempranas o muy tardías del universo, cuando los campos gravitatorios son tan
fuertes que los efectos cuánticos no pueden ser ignorados? ¿Tiene de hecho el
universo un principio y un final? Y si es así, ¿cómo son?

Durante la década de los setenta me dediqué principalmente a estudiar los agujeros
negros, pero en 1981 mi interés por cuestiones acerca del origen y el destino del
universo se despertó de nuevo cuando asistí a una conferencia sobre cosmología,
organizada por los jesuitas en el Vaticano. La Iglesia católica había cometido un
grave error con Galileo, cuando trató de sentar cátedra en una cuestión de ciencia, al
declarar que el Sol se movía alrededor de la Tierra. Ahora, siglos después, había
decidido invitar a un grupo de expertos para que la asesorasen sobre cosmología.
Al final de la conferencia, a los participantes se nos concedió una audiencia con el
Papa. Nos dijo que estaba bien estudiar la evolución del universo después del big
bang, pero que no debíamos indagar en el big bang mismo, porque se trataba del
momento de la Creación y por lo tanto de la obra de Dios. Me alegré entonces de
que no conociese el tema de la charla que yo acababa de dar en la conferencia: la
posibilidad de que el espacio-tiempo fuese finito pero no tuviese ninguna frontera, lo
que significaría que no hubo ningún principio, ningún momento de Creación. ¡Yo no
tenía ningún deseo de compartir el destino de Galileo, con quien me siento
fuertemente identificado en parte por la coincidencia de haber nacido exactamente
300 años después de su muerte!

Para explicar las ideas que yo y otras personas hemos tenido acerca de cómo la
mecánica cuántica puede afectar al origen y al destino del universo, es necesario
entender primero la historia generalmente aceptada del universo, de acuerdo con lo
se conoce como «modelo del big bang caliente». Este modelo supone que el
universo se describe mediante un modelo de Friedmann, justo desde el mismo big
bang. En tales modelos se demuestra que, conforme el universo se expande, toda
materia o radiación existente en él se enfría. (Cuando el universo duplica su tamaño,
su temperatura se reduce a la mitad.) Puesto que la temperatura es simplemente una
medida de la energía, o de la velocidad promedio de las partículas, ese enfriamiento
del universo tendría un efecto de la mayor importancia sobre la materia existente
dentro de él. A temperaturas muy altas, las partículas se estarían moviendo tan
deprisa que podrían vencer cualquier atracción entre ellas debida a fuerzas
nucleares o electromagnéticas, pero a medida que se produjese el enfriamiento se
esperaría que las partículas se atrajesen unas a otras hasta comenzar a agruparse
juntas. Además, incluso los tipos de partículas que existiesen en el universo
dependerían de la temperatura. A temperaturas suficientemente altas, las partículas
tendrían tanta energía que cada vez que colisionasen se producirían muchos pares
partícula/antipartícula diferentes, y aunque algunas de estas partículas se aniquilarían
al chocar con antipartículas, se producirían más rápidamente de lo que podrían
aniquilarse. A temperaturas más bajas, sin embargo, cuando las partículas que
colisionasen tuvieran menos energía, los pares partícula/antipartícula se producirían
menos rápidamente, y la aniquilación sería más rápida que la producción.

Justo en el mismo big bang, se piensa que el universo tuvo un tamaño nulo, y por
tanto que estuvo infinitamente caliente. Pero, conforme el universo se expandía, la
temperatura de la radiación disminuía. Un segundo después del big bang, la
temperatura habría descendido alrededor de diez mil millones de grados. Eso
representa unas mil veces la temperatura en el centro del Sol, pero temperaturas tan
altas como ésa se alcanzan en las explosiones de las bombas H. En ese momento,
el universo habría contenido fundamentalmente fotones, electrones, neutrinos
(partículas extremadamente ligeras que son afectadas únicamente por la fuerza débil
y por la gravedad) y sus antipartículas, junto con algunos protones y neutrones. A
medida que el universo continuaba expandiéndose y la temperatura descendiendo,
el ritmo al que los pares electrón/antielectrón estaban siendo producidos en las
colisiones habría descendido por debajo del ritmo al que estaban siendo destruidos
por aniquilación. Así, la mayor parte de los electrones y los antielectrones se habrían
aniquilado mutuamente para producir más fotones, quedando solamente unos pocos
electrones. Los neutrinos y los antineutrinos, sin embargo, no se habrían aniquilado
unos a otros, porque estas partículas interaccionan entre ellas y con otras partículas
muy débilmente. Por lo tanto, todavía hoy deberían estar por ahí. Si pudiésemos
observarlos, ello proporcionaría una buena prueba de esta imagen de una temprana
etapa muy caliente del universo. Desgraciadamente, sus energías serían
actualmente demasiado bajas para que los pudiésemos observar directamente. No
obstante, si los neutrinos no carecen de masa, sino que tienen una masa propia
pequeña, como en 1981 sugirió un experimento ruso no confirmado, podríamos ser
capaces de detectarlos indirectamente: los neutrinos podrían ser una forma de
«materia oscura», como la mencionada anteriormente, con suficiente atracción
gravitatoria como para detener la expansión del universo y provocar que se
colapsase de nuevo.

Alrededor de cien segundos después del big bang, la temperatura habría
descendido a mil millones de grados, que es la temperatura en el interior de las
estrellas más calientes. A esta temperatura protones y neutrones no tendrían ya
energía suficiente para vencer la atracción de la interacción nuclear fuerte, y habrían
comenzado a combinarse juntos para producir los núcleos de átomos de deuterio
(hidrógeno pesado), que contienen un protón y un neutrón. Los núcleos de deuterio
se habrían combinado entonces con más protones y neutrones para formar núcleos
de helio, que contienen dos protones y dos neutrones, y también pequeñas
cantidades de un par de elementos más pesados, litio y berilio. Puede calcularse
que en el modelo de big bang caliente, alrededor de una cuarta parte de los protones
y los neutrones se habría convertido en núcleos de helio, junto con una pequeña
cantidad de hidrógeno pesado y de otros elementos. Los restantes neutrones se
habrían desintegrado en protones, que son los núcleos de los átomos de hidrógeno
ordinarios.

Esta imagen de una etapa temprana caliente del universo la propuso por primera vez
el científico George Gamow en un famoso artículo escrito en 1948 con un alumno
suyo, Ralph Alpher. Gamow tenía bastante sentido del humor; persuadió al científico
nuclear Hans Bethe para que añadiese su nombre al artículo y así hacer que la lista
de autores fuese «Alpher, Bethe, Gamow», como las tres primeras letras del alfabeto
griego: alfa, beta, gamma. ¡Particularmente apropiado para un artículo sobre el
principio del universo! En ese artículo, hicieron la notable predicción de que la
radiación (en forma de fotones) procedente de las etapas tempranas muy calientes
del universo debe permanecer todavía hoy, pero con su temperatura reducida a sólo
unos pocos grados por encima del cero absoluto (-273 OC). Fue esta radiación la
que Penzias y Wilson encontraron en 1965. En la época en que Alpher, Bethe y
Gamow escribieron su artículo, no se sabía mucho acerca de las reacciones
nucleares de protones y neutrones. Las predicciones hechas sobre las proporciones
de los distintos elementos en el universo primitivo eran, por tanto, bastante inexactas,
pero esos cálculos han sido repetidos a la luz de un conocimiento mejor de las
reacciones nucleares, y ahora coinciden muy bien con lo que observamos. Resulta,
además, muy difícil explicar de cualquier otra manera por qué hay tanto helio en el
universo. Estamos, por consiguiente, bastante seguros de que tenemos la imagen
correcta, al menos a partir de aproximadamente un segundo después del big bang.
Tan sólo unas horas después del big bang la producción de helio y de otros
elementos se habría detenido. Después, durante el siguiente millón de años, más o
menos, el universo habría continuado expandiéndose, sin que ocurriese mucho más.

Finalmente, una vez que la temperatura hubiese descendido a unos pocos miles de
grados y los electrones y los núcleos no tuviesen ya suficiente energía para vencer la
atracción electromagnética entre ellos, éstos habrían comenzado a combinarse para
formar átomos. El universo en conjunto habría seguido expandiéndose y
enfriándose, pero en regiones que fuesen ligeramente más densas que la media la
expansión habría sido retardada por la atracción gravitatoria extra. Ésta habría
detenido finalmente la expansión en algunas regiones, y habría provocado que
comenzasen a colapsar de nuevo. Conforme se estuviesen colapsando, el tirón
gravitatorio debido a la materia fuera de estas regiones podría empezar a hacerlas
girar ligeramente. A medida que la región colapsante se hiciese más pequeña,
daría vueltas sobre sí misma cada vez más deprisa, exactamente de la misma forma
que los patinadores dando vueltas sobre el hielo giran más deprisa cuando encogen
sus brazos. Finalmente, cuando la región se hiciera suficientemente pequeña,
estaría girando lo suficientemente deprisa como para compensar la atracción de la
gravedad, y de este modo habrían nacido las galaxias giratorias en forma de disco.

Otras regiones, que por algún azar no hubieran adquirido rotación, se convertirían en
objetos ovalados llamados galaxias elípticas. En éstas, la región dejaría de
colapsarse porque partes individuales de la galaxia estarían girando de forma
estable alrededor de su centro, aunque la galaxia en su conjunto no tendría rotación.

A medida que el tiempo transcurriese, el gas de hidrógeno y helio de las galaxias se
disgregaría en nubes más pequeñas que comenzarían a colapsarse debido a su
propia gravedad. Conforme se contrajesen y los átomos dentro de ellas colisionasen
unos con otros, la temperatura del gas aumentaría, hasta que finalmente estuviese lo
suficientemente caliente como para iniciar reacciones de fusión nuclear. Estas
reacciones convertirían el hidrógeno en más helio, y el calor desprendido aumentaría
la presión, lo que impediría a las nubes seguir contrayéndose. Esas nubes
permanecerían estables en ese estado durante mucho tiempo, como estrellas del
tipo de nuestro Sol, quemando hidrógeno para formar helio e irradiando la energía
resultante en forma de calor y luz. Las estrellas con una masa mayor necesitarían
estar más calientes para compensar su atracción gravitatoria más intensa, lo que
haría que las reacciones de fusión nuclear se produjesen mucho más deprisa, tanto
que consumirían su hidrógeno en un tiempo tan corto como cien millones de años.
Se contraerían entonces ligeramente, y, al calentarse más, empezarían a convertir el
helio en elementos más pesados como carbono u oxígeno. Esto, sin embargo, no
liberaría mucha más energía, de modo que se produciría una crisis, como se
describió en el capítulo sobre los agujeros negros. Lo que sucedería a continuación
no está completamente claro, pero parece probable que las regiones centrales de la
estrella colapsarían hasta un estado muy denso, tal como una estrella de neutrones o
un agujero negro. Las regiones externas de la estrella podrían a veces ser
despedidas en una tremenda explosión, llamada supernova, que superaría en brillo a
todas las demás estrellas juntas de su galaxia. Algunos de los elementos más
pesados producidos hacia el final de la vida de la estrella serían arrojados de nuevo
al gas de la galaxia, y proporcionarían parte de la materia prima para la próxima
generación de estrellas. Nuestro propio Sol contiene alrededor de un 2 por 100 de
esos elementos más pesados, ya que es una estrella de la segunda o tercera
generación, formada hace unos cinco mil millones de años a partir de una nube
giratoria de gas que contenía los restos de supernovas anteriores. La mayor parte
del gas de esa nube o bien sirvió para formar el Sol o bien fue arrojada fuera, pero
una pequeña cantidad de los elementos más pesados se acumularon juntos para
formar los cuerpos que ahora giran alrededor del Sol como planetas al igual que la
Tierra.

La Tierra estaba inicialmente muy caliente y sin atmósfera. Con el transcurso del
tiempo se enfrió y adquirió una atmósfera mediante la emisión de gases de las
rocas.

En esa atmósfera primitiva no habríamos podido sobrevivir. No contenía nada de
oxígeno, sino una serie de otros gases que son venenosos para nosotros, como el
sulfuro de hidrógeno (el gas que da a los huevos podridos su olor característico).

Hay, no obstante, otras formas de vida primitivas que sí podrían prosperar en tales
condiciones. Se piensa que éstas se desarrollaron en los océanos, posiblemente
como resultado de combinaciones al azar de átomos en grandes estructuras,
llamadas macromoléculas, las cuales eran capaces de reunir otros átomos del
océano para formar estructuras similares. Entonces, éstas se habrían reproducido y
multiplicado. En algunos casos habría errores en la reproducción. La mayoría de
esos errores habrían sido tales que la nueva macromolécula no podría reproducirse
a sí misma, y con el tiempo habría sido destruida. Sin embargo, unos pocos de esos
errores habrían producido nuevas macromoléculas que serían incluso mejores para
reproducirse a sí mismas. Éstas habrían tenido, por tanto, ventaja, y habrían tendido
a reemplazar a las macromoléculas originales. De este modo, se inició un proceso
de evolución que conduciría al desarrollo de organismos autorreproductores cada
vez más complicados. Las primeras formas primitivas de vida consumirían diversos
materiales, incluyendo sulfuro de hidrógeno, y desprenderían oxígeno. Esto cambió
gradualmente la atmósfera, hasta llegar a la composición que tiene hoy día, y
permitió el desarrollo de formas de vida superiores, como los peces, reptiles,
mamíferos y, por último, el género humano.

Esta visión de un universo que comenzó siendo muy caliente y se enfriaba a medida
que se expandía está de acuerdo con la evidencia de las observaciones que
poseemos en la actualidad. Sin embargo, deja varias cuestiones importantes sin
contestar:

1) ¿Por qué estaba el universo primitivo tan caliente?

2) ¿Por qué es el universo tan uniforme a gran escala? ¿Por qué parece el mismo en
todos los puntos del espacio y en todas las direcciones? En particular, ¿por qué la
temperatura de la radiación de fondo de microondas es tan aproximadamente igual
cuando miramos en diferentes direcciones? Es como hacer a varios estudiantes una
pregunta de examen. Si todos ellos dan exactamente la misma respuesta, se puede
estar seguro de que se han copiado entre sí. Sin embargo, en el modelo descrito
anteriormente, no habría habido tiempo suficiente a partir del big bang para que la
luz fuese desde una región distante a otra, incluso aunque las regiones estuviesen
muy juntas en el universo primitivo. De acuerdo con la teoría de la relatividad, si la luz
no es lo suficientemente rápida como para llegar de una región a otra, ninguna otra
información puede hacerlo. Así no habría ninguna forma en la que diferentes
regiones del universo primitivo pudiesen haber llegado a tener la misma temperatura,
salvo que por alguna razon inexplicada comenzasen ya a la misma temperatura.

3) ¿Por qué comenzó el universo con una velocidad de expansión tan próxima a la
velocidad crítica que separa los modelos que se colapsan de nuevo de aquellos que
se expansionan indefinidamente, de modo que incluso ahora, diez mil millones de
años después, está todavía expandiéndose aproximadamente a la velocidad crítica?
Si la velocidad de expansión un segundo después del big bang hubiese sido menor,
incluso en una parte, en cien mil billones, el universo se habría colapsado de nuevo
antes de que hubiese alcanzado nunca su tamaño actual.

4) A pesar de que el universo sea tan uniforme y homogéneo a gran escala,
contiene irregularidades locales, tales como estrellas y galaxias. Se piensa que
éstas se han desarrollado a partir de pequeñas diferencias de una región a otra en la
densidad del universo primitivo. ¿Cuál fue el origen de esas fluctuaciones de
densidad?

La teoría de la relatividad general, por sí misma, no puede explicar esas
características o responder a esas preguntas, debido a su predicción de que el
universo comenzó con una densidad infinita en la singularidad del big bang. En la
singularidad, la relatividad general y todas las demás leyes físicas fallarían: no se
podría predecir qué saldría de la singularidad. Como se ha explicado anteriormente,
esto significa que se podrían excluir de la teoría el big bang y todos los sucesos
anteriores a él, ya que no pueden tener ningún efecto sobre lo que nosotros
observamos. El espacio-tiempo tendría una frontera, un comienzo en el big bang.

La ciencia parece haber descubierto un conjunto de leyes que, dentro de los límites
establecidos por el principio de incertidumbre, nos dicen cómo evolucionará el
universo en el tiempo si conocemos su estado en un momento cualquiera. Estas
leyes pueden haber sido dictadas originalmente por Dios, pero parece que él ha
dejado evolucionar al universo desde entonces de acuerdo con ellas, y que él ya no
interviene. Pero, ¿cómo eligió Dios el estado o la configuración inicial del universo?

¿Cuáles fueron las «condiciones de contorno» en el principio del tiempo?

Una posible respuesta consiste en decir que Dios eligió la configuración inicial del
universo por razones que nosotros no podemos esperar comprender. Esto habría
estado ciertamente dentro de las posibilidades de un ser omnipotente, pero si lo
había iniciado de una forma incomprensible, ¿por qué eligió dejarlo evolucionar de
acuerdo con leyes que nosotros podíamos entender? Toda la historia de la ciencia
ha consistido en una comprensión gradual de que los hechos no ocurren de una
forma arbitraria, sino que reflejan un cierto orden subyacente, el cual puede estar o
no divinamente inspirado. Sería sencillamente natural suponer que este orden
debería aplicarse no sólo a las leyes, sino también a las condiciones en la frontera
del espacio-tiempo que especificarían el estado inicial del universo. Puede haber un
gran número de modelos del universo con diferentes condiciones iniciales, todos los
cuales obedecen las leyes. Debería haber algún principio que escogiera un estado
inicial, y por lo tanto un modelo, para representar nuestro universo.

Una posibilidad es lo que se conoce como condiciones de contorno caóticas. Éstas
suponen implícitamente o bien que el universo es espacialmente infinito o bien que
hay infinitos universos. Bajo condiciones de contorno caóticas, la probabilidad de
encontrar una región particular cualquiera del espacio en una configuración dada
cualquiera, justo después del big bang, es la misma, en cierto sentido, que la
probabilidad de encontrarla en cualquier otra configuración.- el estado inicial del
universo se elige puramente al azar. Esto significaría que el universo primitivo habría
sido probablemente muy caótico-e irregular, debido a que hay muchas más
configuraciones del universo caóticas y desordenadas que uniformes y ordenadas.

(Si cada configuración es igualmente probable, es verosímil que el universo
comenzase en un estado caótico y desordenado, simplemente porque abundan
mucho más estos estados.) Es difícil entender cómo tales condiciones caóticas
iniciales podrían haber dado lugar a un universo que es tan uniforme y regular a gran
escala, como lo es actualmente el nuestro. Se esperaría, también, que las
fluctuaciones de densidad en un modelo de este tipo hubiesen conducido a la
formación de muchos más agujeros negros primitivos que el límite superior, que ha
sido establecido mediante las observaciones de la radiación de fondo de rayos
gamma.

Si el universo fuese verdaderamente infinito espacialmente, o si hubiese infinitos
universos, habría probablemente en alguna parte algunas grandes regiones que
habrían comenzado de una manera suave y uniforme. Es algo parecido al bien
conocido ejemplo de la horda de monos martilleando sobre máquinas de escribir; la
mayor parte de lo que escriben será desperdicio, pero muy ocasionalmente, por puro
azar, imprimirán uno de los sonetos de Shakespeare. De forma análoga, en el caso
del universo, ¿podría ocurrir que nosotros estuviésemos viviendo en una región que
simplemente, por casualidad, es suave y uniforme? A primera vista esto podría
parecer muy improbable, porque tales regiones suaves serían superadas en gran
número por las regiones caóticas e irregulares. Sin embargo, supongamos que sólo
en las regiones lisas se hubiesen formado galaxias y estrellas, y hubiese las
condiciones apropiadas para el desarrollo de complicados organismos
autorreproductores, como nosotros mismos, que fuesen capaces de hacerse la
pregunta: ¿por qué es el universo tan liso? Esto constituye un ejemplo de aplicación
de lo que se conoce como el principio antrópico, que puede parafrasearse en la
forma «vemos el universo en la forma que es porque nosotros existimos».

Hay dos versiones del principio antrópico, la débil y la fuerte. El principio antrópico
débil dice que en un universo que es grande o infinito en el espacio y/o en el tiempo,
las condiciones necesarias para el desarrollo de vida inteligente se darán solamente
en ciertas regiones que están limitadas en el tiempo y en el espacio. Los seres
inteligentes de estas regiones no deben, por lo tanto, sorprenderse si observan que
su localización en el universo satisface las condiciones necesarias para su
existencia. Es algo parecido a una persona rica que vive en un entorno acaudalado
sin ver ninguna pobreza.

Un ejemplo del uso del principio antrópico débil consiste en «explicar» por qué el big
bang ocurrió hace unos diez mil millones de años: se necesita aproximadamente
ese tiempo para que se desarrollen seres inteligentes. Como se explicó
anteriormente, para llegar a donde estamos tuvo que formarse primero una
generación previa de estrellas. Estas estrellas convirtieron una parte del hidrógeno y
del helio originales en elementos como carbono y oxígeno, a partir de los cuales
estamos hechos nosotros. Las estrellas explotaron luego como supernovas, y sus
despojos formaron otras estrellas y planetas, entre ellos los de nuestro sistema solar,
que tiene alrededor de cinco mil millones de años. Los primeros mil o dos mil
millones de años de la existencia de la Tierra fueron demasiado calientes para el
desarrollo de cualquier estructura complicada. Los aproximadamente tres mil
millones de años restantes han estado dedicados al lento proceso de la evolución
biológica, que ha conducido desde los organismos más simples hasta seres que son
capaces de medir el tiempo transcurrido desde el big bang.
Poca gente protestaría de la validez o utilidad del principio antrópico débil. Algunos,
sin embargo, van mucho más allá y proponen una versión fuerte del principio. De
acuerdo con esta nueva teoría, o hay muchos universos diferentes, o muchas
regiones diferentes de un único universo, cada uno/a con su propia configuración
inicial y, tal vez, con su propio conjunto de leyes de la ciencia. En la mayoría de
estos universos, las condiciones no serían apropiadas para el desarrollo de
organismos complicados; solamente en los pocos universos que son como el
nuestro se desarrollarían seres inteligentes que se harían la siguiente pregunta: ¿por
qué es el universo como lo vemos? La respuesta, entonces, es simple: si hubiese
sido diferente, ¡nosotros no estaríamos aquí!

Las leyes de la ciencia, tal como las conocemos actualmente, contienen muchas
cantidades fundamentales, como la magnitud de la carga eléctrica del electrón y la
relación entre las masas del protón y del electrón. Nosotros no podemos, al menos
por el momento, predecir los valores de esas cantidades a partir de la teoría;
tenemos que hallarlos mediante la observación. Puede ser que un día descubramos
una teoría unificada completa que prediga todas esas cantidades, pero también es
posible que algunas, o todas ellas, varíen de un universo a otro, o dentro de uno
único. El hecho notable es que los valores de esas cantidades parecen haber sido
ajustados sutilmente para hacer posible el desarrollo de la vida. Por ejemplo, si la
carga eléctrica del electrón hubiese sido sólo ligeramente diferente, las estrellas, o
habrían sido incapaces de quemar hidrógeno y helio, o, por el contrario, no habrían
explotado. Por supuesto, podría haber otras formas de vida inteligente, no
imaginadas ni siquiera por los escritores de ciencia ficción, que no necesitasen la luz
de una estrella como el Sol o los elementos químicos más pesados que son fabricados en las estrellas y devueltos al espacio cuando éstas explotan. No obstante, parece evidente que hay
relativamente pocas gamas de valores para las cantidades citadas, que permitirían
el desarrollo de cualquier forma de vida inteligente. La mayor parte de los conjuntos
de valores darían lugar a universos que, aunque podrían ser muy hermosos, no
podrían contener a nadie capaz de maravillarse de esa belleza. Esto puede tomarse
o bien como prueba de un propósito divino en la Creación y en la elección de las
leyes de la ciencia, o bien como sostén del principio antrópico fuerte.

Pueden ponerse varias objeciones a este principio como explicación del estado
observado del universo. En primer lugar, ¿en qué sentido puede decirse qué existen
todos esos universos diferentes? Si están realmente separados unos de otros, lo
que ocurra en otro universo no puede tener ninguna consecuencia observable en el
nuestro. Debemos, por lo tanto, utilizar el principio de economía y eliminarlos de la
teoría. Si, por otro lado, hay diferentes regiones de un único universo, las leyes de la
ciencia tendrían que ser las mis.-nas en cada región, porque de otro modo uno no
podría moverse con continuidad de una región a otra. En este caso las únicas
diferencias entre las regiones estarían en sus configuraciones iniciales, y, por lo
tanto, el principio antrópico fuerte se reduciría al débil.

Una segunda objeción al principio antrópico fuerte es que va contra la corriente de
toda la historia de la ciencia. Hemos evolucionado desde las cosmologías
geocéntricas de Ptolomeo y sus antecesores, a través de la cosmología
heliocéntrica de Copérnico y Galileo, hasta la visión moderna, en la que la Tierra es
un planeta de tamaño medio que gira alrededor de una estrella corriente en los
suburbios exteriores de una galaxia espiral ordinaria, la cual, a su vez, es solamente
una entre el billón de galaxias del universo observable. A pesar de ello, el principio
antrópico fuerte pretendería que toda esa vasta construcción existe simplemente
para nosotros. Eso es muy difícil de creer. Nuestro sistema solar es ciertamente un
requisito previo para nuestra existencia, y esto se podría extender al conjunto de
nuestra galaxia, para tener en cuenta la necesidad de una generación temprana de
estrellas que creasen los elementos más pesados. Pero no parece haber ninguna
necesidad ni de todas las otras galaxias ni de que el universo sea tan uniforme y
similar, a gran escala, en todas las direcciones.

Uno podría sentirse más satisfecho con el principio antrópico, al menos en su versión
débil, si se pudiese probar que un buen número de diferentes configuraciones
iniciales del universo habrían evolucionado hasta producir un universo como el que
observarnos. Si este fuese el caso, un universo que se desarrollase a partir de algún
tipo de condiciones iniciales aleatorias debería contener varias regiones que fuesen
suaves y uniformes y que fuesen adecuadas para la evolución de vida inteligente.

Por el contrario, si el estado inicial del universo tuvo que ser elegido con extremo
cuidado para conducir a una situación como la que vemos a nuestro alrededor, sena
improbable que el universo contuviese alguna región en la que apareciese la vida.

En el modelo del big bang caliente descrito anteriormente, no hubo tiempo suficiente
para que el calor fluyese de una región a otra en el universo primitivo. Esto significa
que en el estado inicial del universo tendría que haber habido exactamente la misma
temperatura en todas partes, para explicar el hecho de que la radiación de fondo de
microondas tenga la misma temperatura en todas las direcciones en que miremos.

La velocidad de expansión inicial también tendría que haber sido elegida con mucha
precisión, para que la velocidad de expansión fuese todavía tan próxima a la
velocidad crítica necesaria para evitar colapsar de nuevo. Esto quiere decir que, si
el modelo del big bang caliente fuese correcto desde el principio del tiempo, el
estado inicial del universo tendría que haber sido elegido verdaderamente con
mucho cuidado. Sería muy difícil explicar por qué el universo debería haber
comenzado justamente de esa manera, excepto si lo consideramos como el acto de
un Dios que pretendiese crear seres como nosotros.

En un intento de encontrar un modelo del universo en el cual muchas configuraciones
iniciales diferentes pudiesen haber evolucionado hacia algo parecido al universo
actual, un científico del Instituto Tecnológico de Massachusetts, Alan Guth, sugirió
que el universo primitivo podría haber pasado por un período de expansión muy
rápida. Esta expansión se llamaría «inflacionaria», dando a entender que hubo un
momento en que el universo se expandió a un ritmo creciente, en vez de al ritmo
decreciente al que lo hace hoy día. De acuerdo con Guth, el radio del universo
aumentó un millón de billones de billones (un 1 con treinta ceros detrás) de veces en
sólo una pequeñísima fracción de segundo.

Guth sugirió que el universo comenzó a partir del big bang en un estado muy caliente,
pero más bien caótico. Estas altas temperaturas habrían hecho que las partículas
del universo estuviesen moviéndose muy rápidamente y tuviesen energías altas.

Como discutimos anteriormente, sería de esperar que a temperaturas tan altas las
fuerzas nucleares fuertes y débiles y la fuerza electromagnética estuviesen unificadas
en una única fuerza. A medida que el universo se expandía, se enfriaba, y las
energías de las partículas bajaban. Finalmente se produciría lo que se llama una
transición de fase, y la simetría entre las fuerzas se rompería: la interacción fuerte se
volvería diferente de las fuerzas débil y electromagnética. Un ejemplo corriente de
transición de fase es la congelación del agua cuando se la enfría. El agua líquida es
simétrica, la misma en cada punto y en cada dirección. Sin embargo, cuando se
forman cristales de hielo, éstos tendrán posiciones definidas y estarán alineados en
alguna dirección, lo cual romperá la simetría del agua.

En el caso del agua, si se es cuidadoso, uno puede «sobreenfriarla», esto es, se
puede reducir la temperatura por debajo del punto de congelación (O "C) sin que se
forme hielo. Guth sugirió que el universo podría comportarse de una forma análoga:

la temperatura podría estar por debajo del valor crítico sin que la simetría entre las
fuerzas se rompiese. Si esto sucediese, el universo estaría en un estado inestable,
con más energía que si la simetría hubiese sido rota. Puede demostrarse que esa
energía extra especial tendría un efecto antigravitatorio: habría actuado exactamente
como la constante cosmológica que Einstein introdujo en la relatividad general,
cuando estaba tratando de construir un modelo estático del universo. Puesto que el
universo estaría ya expandiéndose exactamente de la misma forma que en el
modelo del big bang caliente, el efecto repulsivo de esa constante cosmológica
habría hecho que el universo se expandiese a una velocidad siempre creciente.

Incluso en regiones en donde hubiese más partículas de materia que la media, la
atracción gravitatoria de la materia habría sido superada por la repulsión debida a la
constante cosmológica efectiva. Así, esas regiones se expandarían también de una
forma inflacionario acelerada. Conforme se expandasen y las partículas de materia
se separasen más, nos encontraríamos con un universo en expansión que contendría
muy pocas partículas y que estaría todavía en el estado sobreenfriado. Cualquier
irregularidad en el universo habría sido sencillamente alisada por la expansión, del
mismo modo que los pliegues de un globo son alisados cuando se hincha. De este
modo, el estado actual suave y uniforme del universo podría haberse desarrollado a
partir de muchos estados iniciales no uniformes diferentes.

En un universo tal, en el que la expansión fuese acelerada por una constante
cosmológica en vez de frenada por la atracción gravitatoria de la materia, habría
habido tiempo suficiente para que la luz viajase de una región a otra en el universo
primitivo. Esto podría proporcionar una solución al problema planteado antes, de por
qué diferentes regiones del universo primitivo tendrían las mismas propiedades.

Además, la velocidad de expansión del universo se aproximaría automáticamente
mucho a la velocidad crítica determinada por la densidad de energía del universo.

Lo que explicaría por qué la velocidad de expansión es todavía tan próxima a la
velocidad crítica, sin tener que suponer que la velocidad de expansión inicial del
universo fuera escogida muy cuidadosamente.

La idea de la inflación podría explicar también por qué hay tanta materia en el
universo. Hay algo así como diez billones de billones de billones de billones de
billones de billones de billones (un 1 con ochenta y cinco ceros detrás) de partículas
en la región del universo que nosotros podemos observar. ¿De dónde salieron todas
ellas? La respuesta es que, en la teoría cuántica, las partículas pueden ser creadas
a partir de la energía en la forma de pares partícula/antipartícula. Pero esto
simplemente plantea la cuestión de dónde salió la energía. La respuesta es que la
energía total del universo es exactamente cero. La materia del universo está hecha
de energía positiva. Sin embargo, toda la materia está atrayéndose a sí misma
mediante la gravedad. Dos pedazos de materia que estén próximos el uno al otro
tienen menos energía que los dos mismos trozos muy separados, porque se ha de
gastar energía para separarlos en contra de la fuerza gravitatoria que los está
uniendo. Así, en cierto sentido, el campo gravitatorio tiene energía negativa. En el
caso de un universo que es aproximadamente uniforme en el espacio, puede
demostrarse que esta energía gravitatoria negativa cancela exactamente a la
energía positiva correspondiente a la materia. De este modo, la energía total del
universo es cero.

Ahora bien, dos por cero también es cero. Por consiguiente, el universo puede
duplicar la cantidad de energía positiva de materia y también duplicar la energía
gravitatoria negativa, sin violar la conservación de la energía. Esto no ocurre en la
expansión normal del universo en la que la densidad de energía de la materia
disminuye a medida que el universo se hace más grande. Sí ocurre, sin embargo, en
la expansión inflacionario, porque la densidad de energía del estado sobreenfriado
permanece constante mientras el universo se expande: cuando el universo duplica su
tamaño, la energía positiva de materia y la energía gravitatoria negativa se duplican
ambas, de modo que la energía total sigue siendo cero. Durante la fase
inflacionario, el universo aumenta muchísimo su tamaño. De este modo, la cantidad
total de energía disponible para fabricar partículas se hace muy grande. Como Guth
ha señalado, «se dice que no hay ni una comida gratis. Pero el universo es la
comida gratis por excelencia».

El universo no se está expandiendo de una forma inflacionaria actualmente. Así,
debería haber algún mecanismo que eliminase a la gran constante cosmológica
efectiva y que, por lo tanto, modificase la velocidad de expansión, de acelerada a
frenada por la gravedad, como la que tenemos hoy en día. En la expansión
inflacionario uno podría esperar que finalmente se rompiera la simetría entre las
fuerzas, del mismo modo que el agua sobreenfriada al final se congela. La energía
extra del estado sin ruptura de simetría sería liberada entonces, y calentaría al
universo de nuevo hasta una temperatura justo por debajo de la temperatura crítica
en la que hay simetría entre las fuerzas. El universo continuaría entonces
expandiéndose y se enfriaría exactamente como en el modelo del big bang caliente,
pero ahora habría una explicación de por qué el universo se está expandiendo justo
a la velocidad crítica y por qué diferentes regiones tienen la misma temperatura.

En la idea original de Guth se suponía que la transición de fase ocurría de forma
repentina, de una manera similar a como aparecen los cristales de hielo en el agua
muy fría. La idea suponía que se habrían formado «burbujas» de la nueva fase de
simetría rota en la fase antigua, igual que burbujas de vapor rodeadas de agua
hirviendo. Se pensaba que las burbujas se expandieron y se juntaron unas con otras
hasta que todo el universo estuvo en la nueva fase. El problema era, como yo y otras
personas señalamos, que el universo estaba expandiéndose tan rápidamente que,
incluso si las burbujas crecían a la velocidad de la luz, se estarían separando unas de
otras, y por tanto no podrían unirse. El universo se habría quedado en un estado
altamente no uniforme, con algunas regiones que habrían conservado aún la simetría
entre las diferentes fuerzas. Este modelo del universo no correspondería a lo que
observamos.

En octubre de 1981, fui a Moscú con motivo de una conferencia sobre gravedad
cuántica. Después de la conferencia di un seminario sobre el modelo inflacionario y
sus problemas, en el Instituto Astronómico Sternberg. Antes solía llevar conmigo a
alguien que leyese mis conferencias porque la mayoría de la gente no podía
entender mi voz. Pero no había tiempo para preparar aquel seminario, por lo que lo
di yo mismo, haciendo que uno de mis estudiantes graduados repitiese mis
palabras. La cosa funcionó muy bien y me dio mucho más contacto con mis oyentes.

Entre la audiencia se encontraba un joven ruso, Andrei Linde, del Instituto Lebedev
de Moscú. Él proponía que la dificultad referente a que las burbujas no se juntasen
podría ser evitada si las burbujas fuesen tan grandes que nuestra región del universo
estuviese toda ella contenida dentro de una única burbuja. Para que esto
funcionase, la transición de una situación con simetría a otra sin ella tuvo que ocurrir
muy lentamente dentro de la burbuja, lo cual es totalmente posible de acuerdo con las
teorías de gran unificación. La idea de Linde de una ruptura lenta de la simetría era
muy buena, pero posteriormente me di cuenta de que ¡sus burbujas tendrían que
haber sido más grandes que el tamaño del universo en aquel momento! Probé que,
en lugar de eso, la simetría se habría roto al mismo tiempo en todas partes, en vez
de solamente dentro de las burbujas. Ello conduciría a un universo uniforme, como el
que observamos. Yo estaba muy excitado por esta idea y la discutí con uno de mis
alumnos, lan Moss. Como amigo de Linde, me encontré, sin embargo, en un buen
aprieto, cuando, posteriormente, una revista científica me envió su artículo y me
consultó si era adecuada su publicación. Respondí que existía el fallo de que las
burbujas fuesen mayores que el universo, pero que la idea básica de una ruptura
lenta de la simetría era muy buena. Recomendé que el artículo fuese publicado tal
como estaba, debido a que corregirlo le supondría a Linde varios meses, ya que
cualquier cosa que él enviase a los países occidentales tendría que pasar por la
censura soviética, que no era ni muy hábil ni muy rápida con los artículos científicos.

Por otro lado, escribí un artículo corto con Ian Moss en la misma revista, en el cual
señalábamos ese problema con la burbuja y mostrábamos cómo podría ser resuelto.

Al día siguiente de volver de Moscú, salí para Philadelfia, en donde iba a recibir una
medalla del instituto Franklin. Mi secretaria, Judy Fella, había utilizado su nada
desdeñable encanto para persuadir a las British Airways de que nos proporcionasen
a los dos plazas gratuitas en un Concorde, como una forma de publicidad. Sin
embargo, la fuerte lluvia que caía cuando me dirigía hacia el aeropuerto hizo que
perdiéramos el avión. No obstante, llegué finalmente a Filadelfia y recibí la medalla.

Me pidieron entonces que dirigiese un seminario sobre el universo inflacionario en la
Universidad Drexel de Filadelfia. Di el mismo seminario sobre los problemas del
universo inflacionario que había llevado a cabo en Moscú. Paul Steinhardt y Andras
Albrecht de la Universidad de Pennsylvania, propusieron independientemente una
idea muy similar a la de Linde unos pocos meses después. Ellos, junto con Linde,
están considerados como los gestores de lo que se llama <
inflacionario>>, basado en la idea de una ruptura lenta de simetría. (El viejo modelo
inflacionario era la sugerencia original de Guth de la ruptura rápida de simetría con la
formación de burbujas.)

El nuevo modelo inflacionario fue un buen intento para explicar por qué el universo es
como es. Sin embargo, yo y otras personas mostramos que, al menos en su forma
original, predecía variaciones en la temperatura de la radiación de fondo de
microondas mucho mayores de las que se observan. El trabajo posterior también ha
arrojado dudas sobre si pudo ocurrir una transición de fase del tipo requerido en el
universo primitivo. En mi opinión personal, hoy día el nuevo modelo inflacionario está
muerto como teoría científica, aunque mucha gente no parece haberse enterado de
su fallecimiento y todavía siguen escribiendo artículos como si fuese viable. Un
modelo mejor, llamado modelo inflacionario caótico, fue propuesto por Linde en
1983. En él no se produce ninguna transición de fase o sobreenfriamiento. En su
lugar, hay un campo de espín 0, el cual, debido a fluctuaciones cuánticas, tendría
valores grandes en algunas regiones del universo primitivo. La energía del campo
en esas regiones se comportaría como una constante cosmológica. Tendría un
efecto gravitatorio repulsivo, y, de ese modo, haría que esas regiones se
expandiesen de una forma inflacionaria. A medida que se expandiesen, la energía
del campo decrecería en ellas lentamente, hasta que la expansión inflacionaria
cambiase a una expansión como la del modelo del big bang caliente. Una de estas
regiones se transformaría en lo que actualmente vemos como universo observable.

Este modelo tiene todas las ventajas de los modelos inflacionarios anteriores, pero
no depende de una dudosa transición de fase, y puede además proporcionar un
valor razonable para las fluctuaciones en la temperatura de la radiación de fondo de
microondas, que coincide con las observaciones.

Este trabajo sobre modelos inflacionarios mostró que el estado actual del universo
podría haberse originado a partir de un número bastante grande de configuraciones
iniciales diferentes. Esto es importante, porque demuestra que el estado inicial de la
parte del universo que habitamos no tuvo que ser escogido con gran cuidado. De
este modo podemos, si lo deseamos, utilizar el principio antrópico débil para
explicar por qué el universo tiene su aspecto actual. No puede ser, sin embargo, que
cualquier configuración inicial hubiese conducido a un como el que observamos.

Esto puede demostrarse un estado muy diferente para el universo en el momento
actual, digamos uno con muchos bultos y muy irregular. Podrían usarse las leyes de
la ciencia para remontar el universo hacia atrás en el tiempo, y determinar su
configuración en tiempos anteriores. De acuerdo con los teoremas de la singularidad
de la relatividad general clásica, habría habido una singularidad del tipo big bang. Si
se desarrollase un universo como éste hacia adelante en el tiempo, de acuerdo con
las leyes de la ciencia, se acabaría con el estado grumoso e irregular del que se
partió. Así, tiene que haber configuraciones iniciales que no habrían dado lugar a un
universo como el que vemos hoy. Por tanto, incluso el modelo inflacionario no nos
dice por qué la configuración inicial no fue de un tipo tal que produjese algo muy
diferente de lo que observamos. ¿Debemos volver al principio antrópico para una
explicación? ¿Se trató simplemente de un resultado afortunado? Esto parecería una
situación desesperanzado, una negación de todas nuestras esperanzas por
comprender el orden subyacente del universo.

Para poder predecir cómo debió haber empezado el universo, se necesitan leyes
que sean válidas en el principio del tiempo. Si la teoría clásica de la relatividad
general fuese correcta, los teoremas de la singularidad, que Roger Penrose y yo
demostramos, probarían que el principio del tiempo habría sido un punto de
densidad infinita y de curvatura del espacio-tiempo infinita. Todas las leyes
conocidas de la ciencia fallarían en un punto como ése. Podría suponerse que
hubiera nuevas leyes que fueran válidas en las singularidades, pero sería muy difícil
incluso formular tales leyes en puntos con tan mal comportamiento, y no tendríamos
ninguna guía a partir de las observaciones sobre cuáles podrían ser esas leyes. Sin
embargo, lo que los teoremas de singularidad realmente indican es que el campo
gravitatorio se hace tan fuerte que los efectos gravitatorios cuánticos se hacen
importantes: la teoría clásica no constituye ya una buena descripción del universo.

Por lo tanto, es necesario utilizar una teoría cuántica de la gravedad para discutir las
etapas muy tempranas del universo. Como veremos, en la teoría cuántica es posible
que las leyes ordinarias de la ciencia sean válidas en todas partes, incluyendo el
principio del tiempo: no es necesario postular nuevas leyes para las singularidades,
porque no tiene por qué haber ninguna singularidad en la teoría cuántica.

No poseemos todavía una teoría completa y consistente que combine la mecánica
cuántica y la gravedad. Sin embargo, estamos bastante seguros de algunas de las
características que una teoría unificada de ese tipo debería tener. Una es que debe
incorporar la idea de Feynman de formular la teoría cuántica en términos de una
suma sobre historias. Dentro de este enfoque, una partícula no tiene simplemente
una historia única, como la tendría en una teoría clásica. En lugar de eso se supone
que sigue todos los caminos posibles en el espacio-tiempo, y que con cada una de
esas historias está asociada una pareja de números, uno que representa el tamaño
de una onda y el otro que representa su posición en el ciclo (su fase). La
probabilidad de que la partícula pase a través de algún punto particular, por ejemplo,
se halla sumando las ondas asociadas con cada camino posible que pase por ese
punto. Cuando uno trata realmente de calcular esas sumas, sin embargo, tropieza
con problemas técnicos importantes. La única forma de sortearlos consiste en la
siguiente receta peculiar: hay que sumar las ondas correspondientes a historias de la
partícula que no están en el tiempo «real» que usted y yo experimentamos, sino que
tienen lugar en lo que se llama tiempo imaginario. Un tiempo imaginario puede
sonar a ciencia ficción, pero se trata, de hecho, de un concepto matemático bien
definido. Si tomamos cualquier número ordinario (o «real») y lo multiplicamos por sí
mismo, el resultado es un número positivo. (Por ejemplo, 2 por 2 es 4, pero también
lo es -2 por -2.) Hay, no obstante, números especiales (llamados imaginarios) que
dan números negativos cuando se multiplican por sí mismos. (El llamado i, cuando
se multiplica por sí mismo, da -1, 2i multiplicado por sí mismo da -4, y así
sucesivamente.) Para evitar las dificultades técnicas en la suma de Feynman sobre
historias, hay que usar un tiempo imaginario. Es decir, para los propósitos del
cálculo hay que medir el tiempo utilizando números imaginarios en vez de reales.

Esto tiene un efecto interesante sobre el espacio-tiempo: la distinción entre tiempo y
espacio desaparece completamente. Dado un espacio-tiempo en el que los
sucesos tienen valores imaginarios de la coordenada temporal, se dice de él que es
euclídeo, en memoria del antiguo griego Euclides, quien fund,ó el estudio de la
geometría de superficies bidimensionales. Lo que nosotros llamamos ahora
espacio-tiempo euclídeo es muy similar, excepto que tiene cuatro dimensiones en
vez de dos. En el espacio-tiempo euclídeo no hay ninguna diferencia entre la
dirección temporal y las direcciones espaciales. Por el contrario, en el espaciotiempo
real, en el cual los sucesos se describen mediante valores ordinarios, reales,
de la coordenada temporal, es fácil notar la diferencia: la dirección del tiempo en
todos los puntos se encuentra dentro del cono de luz, y las direcciones espaciales se
encuentran fuera. En cualquier caso, en lo que a la mecánica cuántica corriente
concierne, podemos considerar nuestro empleo de un tiempo imaginario y de un
espacio-tiempo euclídeo meramente como un montaje (o un truco) matemático para
obtener respuestas acerca del espaciotiempo real.

Una segunda característica que creemos que tiene que formar parte de cualquier
teoría definitiva es la idea de Einstein de que el campo gravitatorio se representa
mediante un espacio-tiempo curvo: las partículas tratan de seguir el camino más
parecido posible a una línea recta en un espacio curvo, pero debido a que el
espacio-tiempo no es plano, sus caminos parecen doblarse, como si fuera por
efecto de un campo gravitatorio. Cuando aplicamos la suma de Feynman sobre
historias a la visión de Einstein de la gravedad, lo análogo a la historia de una
partícula es ahora un espacio-tiempo curvo completo, que representa la historia de
todo el universo. Para evitar las dificultades técnicas al calcular realmente la suma
sobre historias, estos espacio-tiempos curvos deben ser euclídeos. Esto es, el
tiempo es imaginario e indistinguible de las direcciones espaciales. Para calcular la
probabilidad de encontrar un espacio-tiempo real con una cierta propiedad, por
ejemplo, teniendo el mismo aspecto en todos los puntos y en todas las direcciones,
se suman las ondas asociadas a todas las historias que tienen esa propiedad.

En la teoría clásica de la relatividad general hay muchos espacio-tiempos curvos
posibles diferentes, cada uno de los cuales corresponde a un estado inicial diferente
del universo. Si conociésemos el estado inicial de nuestro universo, conoceríamos
su historia completa. De forma similar, en la teoría cuántica de la gravedad hay
muchos estados cuánticos diferentes posibles para el universo. De nuevo, si
supiésemos cómo se comportaron en los momentos iniciales los espacio-tiempos
curvos que intervienen en la suma sobre historias, conoceríamos el estado cuántico
del universo.

En la teoría clásica de la gravedad, basada en un espaciotiempo real, hay solamente
dos maneras en las que puede comportarse el universo: o ha existido durante un
tiempo infinito, o tuvo un principio en una singularidad dentro de algún tiempo finito
en el pasado. En la teoría cuántica de la gravedad, por otra parte, surge una tercera
posibilidad. Debido a que se emplean espacio-tiempos euclídeos, en los que la
dirección del tiempo está en pie de igualdad con las direcciones espaciales, es
posible que el espacio-tiempo sea finito en extensión y que, sin embargo, no tenga
ninguna singularidad que forme una frontera o un borde. El espacio-tiempo sería
como la superficie en la Universidad de California, en Santa Bárbara. Allí, junto con
mi amigo y colega, Jim Hartle, calculamos qué condiciones tendría que cumplir el
universo si el espacio-tiempo no tuviese ninguna frontera. Cuando volví a
Cambridge, continué este trabajo con dos de mis estudiantes de investigación,
Julian Luttrel y Jonathan Halliwell.

Me gustaría subrayar que esta idea de que tiempo y espacio deben ser finitos y sin
frontera es exactamente una propuesta: no puede ser deducida de ningún otro
principio. Como cualquier otra teoría científica, puede estar sugerida inicialmente
por razones estéticas o metafísicas, pero la prueba real consiste en ver si consigue
predicciones que estén de acuerdo con la observación. Esto, sin embargo, es difícil
de determinar en el caso de la gravedad cuántica por dos motivos. En primer lugar,
como se explicará en el próximo capítulo, no estamos aún totalmente seguros acerca
de qué teoría combina con éxito la relatividad general y la mecánica cuántica,
aunque sabemos bastante sobre la forma que ha de tener dicha teoría. En segundo
lugar, cualquier modelo que describiese el universo entero en detalle sería
demasiado complicado matemáticamente para que fuésemos capaces de calcular
predicciones exactas. Por consiguiente, hay que hacer suposiciones simplificadoras
y aproximaciones; e incluso entonces el problema de obtener predicciones sigue
siendo formidable.

Cada historia de las que intervienen en la suma sobre historias describirá no sólo el
espacio-tiempo, sino también todo lo que hay en él, incluido cualquier organismo
complicado, como seres humanos que pueden observar la historia del universo.
Esto puede proporcionar otra justificación del principio antrópico, pues si todas las
historias son posibles, entonces, en la medida en que nosotros existimos en una de
las historias, podemos emplear el principio antrópico para explicar por qué el
universo se encuentra en la forma en que está. Qué significado puede ser atribuido
exactamente a las otras historias, en las que nosotros no existimos, no está claro.

Este enfoque de una teoría cuántica de la gravedad sería mucho más satisfactorio,
sin embargo, si se pudiese demostrar que, empleando la suma sobre historias,
nuestro universo no es simplemente una de las posibles historias sino una de las
más probables. Para hacerlo, tenemos que realizar la suma sobre historias para
todos los espaciotiempos euclídeos posibles que no tengan ninguna frontera.


Figura 8:1

Con la condición de que no haya ninguna frontera se obtiene que la probabilidad de
encontrar que el universo sigue la mayoría de las historias posibles es despreciable,
pero que hay una familia particular de historias que son mucho más probables que
las otras. Estas historias pueden imaginarse mentalmente como si fuesen la
superficie de la Tierra, donde la distancia desde el polo norte representaría el tiempo
imaginario, y el tamaño de un círculo a distancia constante del polo. norte
representaría el tamaño espacial del universo. El universo comienza en el polo norte
como un único punto. A medida que uno se mueve hacia el sur, los círculos de
latitud, a distancia constante del polo norte, se hacen más grandes, y corresponden
al universo expandiéndose en el tiempo imaginario (figura 8.1). El universo
alcanzaría un tamaño máximo en el ecuador, y se contraería con el tiempo
imaginario creciente hasta un único punto en el polo sur. A pesar de que el universo
tendría un tamaño nulo en los polos norte y sur, estos puntos no serían
singularidades, no serían más singulares de lo que lo son los polos norte y sur sobre
la Tierra. Las leyes de la ciencia serían válidas en ellos, exactamente igual a como
lo son en la Tierra.

La historia del universo en el tiempo real, sin embargo, tendría un aspecto muy
diferente. Hace alrededor de diez o veinte mil millones de años tendría un tamaño
mínimo, que sería igual al radio máximo de la historia en tiempo imaginario. En
tiempos reales posteriores, el universo se expandería como en el modelo
inflacionario caótico propuesto por Linde (pero no se tendría que suponer ahora que
el universo fue creado en el tipo de estado correcto). El universo se expandería
hasta alcanzar un tamaño muy grande y finalmente se colapsaría de nuevo en lo que
parecería una singularidad en el tiempo real. Así, en cierto sentido, seguimos
estando todos condenados, incluso aunque nos mantengamos lejos de los agujeros
negros. Solamente si pudiésemos hacernos una representación del universo en
términos del tiempo imaginario no habría ninguna singularidad.

Si el universo estuviese realmente en un estado cuántico como el descrito, no habría
singularidades en la historia del universo en el tiempo imaginario. Podría parecer,
por lo tanto, que mi trabajo más reciente hubiese anulado completamente los
resultados de mi trabajo previo sobre las singularidades. Sin embargo, como se
indicó antes, la importancia real de los teoremas de la singularidad es que prueban
que el campo gravitatorio debe hacerse tan fuerte que los efectos gravitatorios
cuánticos no pueden ser ignorados. Esto, de hecho, condujo a la idea de que el
universo podría ser finito en el tiempo imaginario, pero sin fronteras o singularidades.

El pobre astronauta que cae en un agujero negro sigue acabando mal; sólo si viviese
en el tiempo imaginario no encontraría ninguna singularidad.

Todo esto podría sugerir que el llamado tiempo imaginario es realmente el tiempo
real, y que lo que nosotros llamamos tiempo real es solamente una quimera. En el
tiempo real, el universo tiene un principio y un final en singularidades que forman una
frontera para el espacio-tiempo y en las que las leyes de la ciencia fallan. Pero en el
tiempo imaginario no hay singularidades o fronteras. Así que, tal vez, lo que
llamamos tiempo imaginario es realmente más básico, y lo que llamamos real es
simplemente una idea que inventamos para ayudarnos a describir cómo pensamos
que es el universo. Pero, de acuerdo con el punto de vista que expuse en el capítulo
1, una teoría científica es justamente un modelo matemático que construimos para
describir nuestras observaciones: existe únicamente en nuestras mentes. Por lo
tanto no tiene sentido preguntar: ¿qué es lo real, el tiempo «real» o el «imaginario»?
Dependerá simplemente de cuál sea la descripción más útil.

También puede utilizarse la suma sobre historias, junto con la propuesta de ninguna
frontera, para averiguar qué propiedades del universo es probable que se den juntas.

Por ejemplo, puede calcularse la probabilidad de que el universo se esté
expandiendo aproximadamente a la misma velocidad en todas las direcciones en un
momento en que la densidad del universo tenga su valor actual. En los modelos
simplificados que han sido examinados hasta ahora, esta probabilidad resulta ser
alta; esto es, la condición propuesta de falta de frontera conduce a la predicción de
que es extremadamente probable que la velocidad actual de expansión del universo
sea casi la misma en todas direcciones. Esto es consistente con las observaciones
de la radiación de fondo de microondas, la cual muestra casi la misma intensidad en
cualquier dirección. Si el universo estuviese expandiéndose más rápidamente en
unas direcciones que en otras, la intensidad de la radiación de esas direcciones
estaría reducida por un desplazamiento adicional hacia el rojo.

Actualmente se están calculando predicciones adicionales a partir de la condición de
que no exista ninguna frontera. Un problema particularmente interesante es el
referente al valor de las pequeñas desviaciones respecto de la densidad uniforme en
el universo primitivo, que provocaron la formación de las galaxias primero, de las
estrellas después y, finalmente, de nosotros. El principio de incertidumbre implica
que el universo primitivo no pudo haber sido completamente uniforme, debido a que
tuvieron que existir algunas incertidumbres o fluctuaciones en las posiciones y
velocidades de las partículas. Si utilizamos la condición de que no haya ninguna
frontera, encontramos que el universo tuvo, de hecho, que haber comenzado
justamente con la mínima no uniformidad posible, permitida por el princípio de
incertidumbre. El universo habría sufrido entonces un período de rápida expansión,
como en los modelos inflacionarios. Durante ese período, las no uniformidades
iniciales se habrían amplificado hasta hacerse lo suficientemente grandes como
para explicar el origen de las estructuras que observamos a nuestro alrededor. En
un universo en expansión en el cual la densidad de materia variase ligeramente de
un lugar a otro, la gravedad habría provocado que las regiones más densas frenasen
su expansión y comenzasen a contraerse. Ello conduciría a la formación de galaxias,
de estrellas, y, finalmente, incluso de insignificantes criaturas como nosotros mismos.

De este modo, todas las complicadas estructuras que vemos en el universo podrían
ser explicadas mediante la condición de ausencia de frontera para el universo, junto
con el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica.

La idea de que espacio y tiempo puedan formar una superficie cerrada sin frontera
tiene también profundas ¡aplicaciones sobre el papel de Dios en los asuntos del
universo. Con el éxito de las teorías científicas para describir acontecimientos, la
mayoría de la gente ha llegado a creer que Dios permite que el universo evolucione
de acuerdo con un conjunto de leyes, en las que él no interviene para infringirlas. Sin
embargo, las leyes no nos dicen qué aspecto debió tener el universo cuando
comenzó; todavía dependería de Dios dar cuerda al reloj y elegir la forma de ponerlo
en marcha. En tanto en cuanto el universo tuviera un principio, podríamos suponer
que tuvo un creador. Pero si el universo es realmente autocontenido, si no tiene
ninguna frontera o borde, no tendría ni principio ni final: simplemente sería. ¿Qué
lugar queda, entonces, para un creador?

Historia del Tiempo: Del Big Bang a los Agujeros Negros Stephen Hawking

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