El universo elegante (67 page)

La cosmología de esta era posterior a Planck proporciona un marco elegante, coherente y manejable mediante cálculos para conocer el universo remontándonos a los primeros momentos más breves posteriores a la explosión. Sin embargo, como ha sucedido con las teorías de mayor éxito, nuestras nuevas ideas plantean preguntas aún más precisas. De ello resulta que algunos de estos interrogantes, al mismo tiempo que no invalidan el escenario cosmológico estándar, sí que ilustran algunos aspectos incómodos que sugieren la necesidad de una teoría más profunda. Centrémonos en uno de ellos. Se llama el
problema del horizonte
y es uno de los temas más importantes dentro de la moderna cosmología.

Estudios detallados de la radiación cósmica de fondo han demostrado que independientemente de la dirección del cielo en la cual se oriente la antena de las mediciones, la temperatura de esta radiación es la misma, salvo un error de aproximadamente una cienmilésima. Si lo pensamos durante un momento, nos daremos cuenta de que esto es bastante extraño. ¿Por qué sucede que diferentes lugares del universo, separados por distancias enormes, tienen unas temperaturas que son tan similares? Una solución aparentemente natural de este rompecabezas es considerar que dos lugares diametralmente opuestos del universo están muy alejados actualmente, pero, como unos gemelos separados al nacer, durante los primeros momentos de existencia del universo, esos lugares (y todos los demás) se encontraban muy cerca. Dado que emergieron de un punto de partida común, no es para nada sorprendente que compartan características físicas comunes tales como la temperatura.

En la cosmología estándar del
big bang
esta idea no es cierta. Veamos por qué. Un plato de sopa caliente se enfría gradualmente hasta llegar a la temperatura ambiente porque está en contacto con el aire que le rodea y éste está más frío. Si esperamos el tiempo suficiente, la temperatura de la sopa y del aire llegarán a ser la misma, debido al contacto mutuo. Pero si la sopa está en un termo, desde luego retendrá su calor durante mucho más tiempo, ya que hay mucha menos comunicación con el entorno exterior. Esto indica, que la homogeneización de la temperatura de dos cuerpos depende de que mantengan una comunicación prolongada y constante. Para comprobar la idea de que unas posiciones que estén actualmente separadas por grandes distancias en el espacio comparten la misma temperatura debido a su contacto inicial, debemos examinar la eficacia del intercambio de información entre ambas posiciones en el universo inicial. Al principio se podría pensar que, dado que las posiciones estaban más cercanas en los primeros tiempos, la comunicación era aún más fácil. Sin embargo, la proximidad espaciales sólo una parte de la historia. La otra parte es la duración temporal.

Para examinar esto de una manera más completa, supongamos que estamos analizando una «película» de la expansión cósmica, pero revisémoslo al revés, rebobinando la película hacia atrás en el tiempo, desde el momento presente hasta el momento del
big bang
. Puesto que la velocidad de la luz constituye un límite a la velocidad con la que cualquier señal o información de cualquier tipo puede desplazarse, la materia de las dos regiones del espacio puede intercambiar energía de calentamiento y, por consiguiente, tener la oportunidad de llegar a una temperatura ordinaria sólo si la distancia entre ellas en un momento dado es menor que la distancia que la luz ha podido recorrer desde el momento del
big bang
. Por lo tanto, cuando rebobinamos la película hacia atrás en el tiempo, vemos que existe una competición entre la cercanía a la que llegan nuestras dos regiones y el tiempo que tenemos que hacer retroceder el reloj para que dichas regiones lleguen a esa posición. Por ejemplo, si con el fin de conseguir que la separación entre las dos ubicaciones espaciales sea de unos 300.000 kilómetros hemos de rebobinar la película hasta menos de un segundo ATB, entonces, aunque están mucho más cerca, sigue sin haber modo de que ejerzan influencias mutuas, ya que la luz necesitaría un segundo completo para recorrer la distancia que los separa.
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Si para lograr una separación mucho menor, por ejemplo de unos 300 kilómetros, hemos rebobinado la película hasta menos de una milésima de segundo ATB, de nuevo se sigue la misma conclusión: no pueden ejercer influencia mutua, ya que en menos de una milésima de segundo la luz no puede recorrer los 300 kilómetros que los separan. Reiterando el mismo razonamiento, si hemos de rebobinar la película hasta menos de una milmillonésima de segundo ATB con el fin de que estas regiones se sitúen a menos de 30 centímetros de distancia, tampoco podrán ejercer ninguna influencia mutua, ya que no hay tiempo suficiente desde el momento de la explosión para que la luz haya recorrido esos 30 centímetros. Esto demuestra que, sólo porque dos puntos del universo estén cada vez más cercanos entre sí a medida que retrocedemos hacia la explosión, no se da forzosamente el caso de que puedan haber tenido el contacto térmico —como el que se da entre la sopa y el aire— necesario para llegar a tener la misma temperatura.

Los físicos han demostrado que es precisamente este problema el que surge en el modelo estándar del
big bang
. Unos cálculos minuciosos muestran que no hay modo de que dos regiones del espacio que actualmente estén muy alejadas hayan tenido el intercambio de energía térmica que explicaría el hecho de que tengan la misma temperatura. Dado que la palabra
horizonte
se refiere a la máxima distancia a la que podemos ver —la distancia hasta la cual la luz puede viajar, por decirlo así— los físicos le llaman «problema del horizonte» al caso, no explicado aún, de la uniformidad de temperatura por toda la vasta extensión del universo. La idea de rompecabezas no significa que la teoría cosmológica estándar esté equivocada. Pero la uniformidad de la temperatura es un claro indicio de que nos falta una parte importante de la historia cosmológica. En 1979, el físico Alan Guth, que ahora trabaja en el
Massachusetts Institute of Technology
, escribió el capítulo que falta.

La raíz del problema del horizonte es que para conseguir que se acerquen mutuamente dos regiones del universo muy alejadas, hemos de hacer que la película cósmica retroceda hacia el principio del tiempo. De hecho, hay que retroceder tanto que no hay tiempo suficiente para que alguna influencia física haya viajado de una región a la otra. Por, consiguiente, la dificultad está en que, mientras rebobinamos la película cósmica y nos acercamos al
big bang
, el universo no se comprime a una velocidad lo suficientemente rápida.

Bueno, ésta es la idea dicha en pocas palabras, pero vale la pena afinar un poco la descripción. El problema del horizonte se plantea a partir del hecho de que, como sucede con una pelota lanzada hacia arriba, el tirón de arrastre de la gravedad hace que la velocidad de expansión del universo
se frene
. Esto significa que, por ejemplo, para reducir a la mitad la separación existente entre dos lugares del cosmos, hemos de hacer que la película retroceda más de medio camino hacia su comienzo. Así, vemos que para reducir la separación a la mitad, tenemos que reducir el tiempo a más de la mitad del que ha transcurrido desde el
big bang
. Menos tiempo transcurrido desde el
big bang
—proporcionalmente— significa que es más
difícil
que las dos regiones se comuniquen, aunque se acerquen cada vez más.

Es sencillo enunciar ahora la solución de Guth para el problema del horizonte. Guth halló otra solución para las ecuaciones de Einstein en la que el universo en sus primeros momentos pasa por un breve período de expansión enormemente rápida, un período durante el cual «hincha» su tamaño a una velocidad de expansión
exponencial
inesperada. A diferencia del caso de una pelota que se va frenando después de ser lanzada hacia arriba, esta expansión exponencial se vuelve
más rápida
a medida que se va produciendo. Cuando pasamos la película cósmica en sentido inverso, la expansión de aceleración rápida se convierte en una contracción con una rápida deceleración. Esto significa que para reducir a la mitad la separación entre dos lugares del cosmos (durante la época exponencial) necesitamos rebobinar la película menos de la mitad —en realidad, mucho menos—. Rebobinar menos la película significa que las dos regiones habrán tenido más tiempo para comunicarse térmicamente y, como en el caso de la sopa caliente y el aire, habrán tenido mucho tiempo para llegar a la misma temperatura.

Gracias al descubrimiento de Guth y a otros perfeccionamientos posteriores realizados por André Linde, actualmente en la Universidad de Stanford, Paul Steinhardt y Andreas Albrecht, que entonces trabajaban en la Universidad de Pensilvania, y muchos otros, el modelo cosmológico estándar quedó renovado con el nombre de modelo cosmológico
inflacionario
. En este marco, el modelo cosmológico estándar se modifica durante un pequeñísimo intervalo de tiempo —alrededor de entre 10
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y 10
^–34
segundos ATB— en el que el universo experimentó una expansión multiplicándose su tamaño por un factor cuyo valor es al menos 10
³⁰
, algo colosal comparado con un factor de 100, aproximadamente, que es el factor vigente durante el mismo intervalo de tiempo en el modelo estándar. Esto significa que en menos de un abrir y cerrar de ojos, algo así como una billonésima de una billonésima de una billonésima de un segundo ATB, el tamaño del universo aumentó en un porcentaje mayor que el que ha aumentado en los 15 mil millones de años siguientes. Antes de esta expansión, la materia que se encuentra actualmente repartida en extensas regiones del espacio estuvo reunida en un espacio mucho más pequeño que el que indica el modelo cosmológico estándar, siendo así posible que se estableciera fácilmente una temperatura común. Después, mediante la irrupción repentina de un hinchamiento cosmológico —seguido por la más habitual expansión que indica el modelo cosmológico estándar— estas regiones del espacio pudieron quedar separadas por las grandes distancias que constatamos actualmente. De esta manera, la breve pero profunda modificación del modelo cosmológico estándar, la modificación por hinchamiento, resuelve el problema del horizonte (así como varios otros problemas importantes que no hemos comentado) y ha encontrado una amplia aceptación entre los cosmólogos.
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En la Figura 14.1 resumimos la historia del universo, desde justo el instante posterior al tiempo de Planck, hasta el presente, de acuerdo con la teoría actual.

Figura 14.1
Unos pocos eventos significativos desde el
Big Bang
.

Queda un pequeño intervalo en la Figura 14.1, entre el
big bang
y el tiempo de Planck, que aún no hemos explicado. Aplicando a ciegas las ecuaciones de la relatividad general a ese pequeño intervalo, los físicos han descubierto que el universo sigue haciéndose cada vez más pequeño, más caliente y más denso, a medida que nos desplazamos hacia el
big bang
. En el instante cero, cuando el tamaño del universo desaparece, la temperatura y la densidad suben de manera vertiginosa hacia el infinito, dándonos la señal más rotunda de que este modelo teórico del universo, firmemente arraigado en el marco gravitatorio clásico de la relatividad general, se ha derrumbado por completo.

La naturaleza nos está diciendo enfáticamente que en tales condiciones debemos fusionar la relatividad general y la mecánica cuántica —dicho de otra manera, que debemos utilizar la teoría de cuerdas—. Actualmente, la investigación que se lleva a cabo sobre las implicaciones que tiene la teoría de cuerdas para la cosmología está en una etapa temprana de desarrollo. Los métodos perturbativos pueden, en el mejor de los casos, ofrecemos unos conocimientos esqueléticos, ya que los extremos alcanzados por la energía, la temperatura y la densidad requieren un análisis de gran precisión. Aunque la segunda revolución de las supercuerdas ha proporcionado algunas técnicas no perturbativas, pasará algo de tiempo antes de que se perfeccionen estas técnicas para los tipos de cálculos requeridos en un planteamiento cosmológico. Sin embargo, como explicaremos ahora, durante más o menos la última década, los físicos han dado los primeros pasos hacia el conocimiento de la cosmología de cuerdas. He aquí lo que han descubierto.

Resulta que existen tres maneras esenciales según las cuales la teoría de cuerdas modifica el modelo cosmológico estándar. En primer lugar, de una manera que la investigación actual continúa clarificando, la teoría de cuerdas implica que el universo tiene lo que se podría considerar un tamaño mínimo posible. Esto tiene profundas consecuencias para nuestro conocimiento del universo en el momento del
big bang
mismo, cuando la teoría estándar afirma que el tamaño del universo se ha ido comprimiendo totalmente hasta cero. En segundo lugar, la teoría de cuerdas posee una dualidad radio-pequeño/radio-grande (íntimamente relacionada con el hecho de poseer un tamaño mínimo posible el universo) que tiene también un profundo significado cosmológico, como veremos dentro de un momento. Finalmente, la teoría de cuerdas tiene más de cuatro dimensiones espacio-tiempo, y desde un punto de vista cosmológico, debemos hablar de la evolución de todas ellas. Veamos estas cuestiones con más detalle.