El universo elegante (69 page)

En la Figura 7.1 mostrábamos cómo las intensidades de los tres acoplamientos no gravitatorios se fusionan entre sí cuando la temperatura del universo es suficientemente alta. ¿Cómo encaja la intensidad de la fuerza gravitatoria en todo esto? Antes de aparecer la Teoría-M, los especialistas en teoría de cuerdas podían demostrar que, con la elección más sencilla de la componente de Calabi-Yau del espacio, la fuerza gravitatoria casi, aunque no del todo, se fusiona con las otras tres, como se muestra en la Figura 14.2. Los especialistas en teoría de cuerdas descubrieron que el desencaje se podía evitar, entre otros trucos, modelando la forma del espacio de Calabi-Yau elegido, pero ese ajuste fino posterior a los hechos siempre hace que los físicos se sientan incómodos. Dado que actualmente nadie conoce un método para predecir la forma precisa de las dimensiones de Calabi-Yau, parece peligroso basarse en algunas soluciones de problemas, si estas soluciones dependen tan delicadamente de los finos detalles de su forma.

Figura 14.2
Dentro de la Teoría-M, las intensidades de las cuatro fuerzas pueden fusionarse de manera natural.

Sin embargo, Witten ha demostrado que la segunda revolución de las supercuerdas proporciona una solución mucho más robusta. Investigando cómo varían las intensidades de las fuerzas cuando la constante de acoplamiento de las cuerdas no es necesariamente pequeña, Witten descubrió que se puede darle un pequeño codazo a la curva de la fuerza gravitatoria para lograr que se fusione con las otras fuerzas, como en la Figura 14.2, sin ningún remodelado especial de la porción del espacio de Calabi-Yau. Aunque es demasiado pronto para decirlo, esto puede indicar que la unidad cosmológica se consigue más fácilmente utilizando el marco más amplio de la Teoría-M.

Los procedimientos que se han discutido en esta sección y en las anteriores representan los primeros pasos, en cierto modo pasos de tanteo, hacia el conocimiento de las implicaciones cosmológicas de la teoría de cuerdas y la Teoría-M. Durante los próximos años, a medida que se vayan perfeccionando las herramientas no perturbativas, de la teoría de cuerdas y de la teoría M, los físicos pronostican que algunas de las ideas más profundas surgirán de la aplicación de estas teorías a las cuestiones cosmológicas.

Pero al no disponer actualmente de métodos suficientemente potentes para comprender en su totalidad la cosmología aplicando la teoría de cuerdas, vale la pena reflexionar sobre algunas consideraciones generales concernientes al posible papel de la cosmología en la búsqueda de la teoría última. Advertimos de que algunas de estas ideas son de una naturaleza más especulativa que muchas de las que hemos comentado anteriormente, pero plantean temas de los que cualquier teoría supuestamente final podrá tener que hablar algún día.

La cosmología tiene la capacidad de captar nuestra atención a un nivel profundo y visceral, porque comprender cómo comenzó todo es —al menos para algunos— el punto en el que podemos encontramos más cerca de comprender
por qué
empezó. Esto no significa que la ciencia moderna proporcione una conexión entre la cuestión del «cómo» y la del «por qué» —de hecho, no la proporciona— y es muy probable que nunca se descubra dicha conexión. Pero el estudio de la cosmología sostiene la promesa de ofrecernos el más completo conocimiento de la arena del por qué —el nacimiento del universo— y esto nos permite al menos tener una visión científicamente informada del marco dentro del cual se plantean los interrogantes. A veces, el hecho de alcanzar la más profunda familiaridad con una pregunta es el mejor sustituto de la posibilidad de tener realmente la respuesta.

En el contexto de la búsqueda de la teoría definitiva, estas elevadas reflexiones sobre la cosmología dan paso a unas consideraciones mucho más concretas. El modo en que las cosas se presentan ante nosotros en el universo actualmente —un modo que se puede observar en el extremo de la derecha de la línea del tiempo en la Figura 14.1— depende con toda seguridad de las leyes fundamentales de la física, pero también puede depender de ciertos aspectos de la evolución cosmológica, desde el extremo de la izquierda en la línea del tiempo, que potencialmente están fuera del alcance inclusive de la teoría más profunda.

No es difícil imaginarse cómo podría ser esto. Pensemos en lo que sucede, por ejemplo, cuando se lanza una pelota al aire. Las leyes de la gravedad gobiernan el movimiento de la pelota, pero no podemos predecir dónde aterrizará la pelota utilizando exclusivamente estas leyes. Tenemos que conocer también la velocidad de la pelota —el valor numérico y la dirección de esta velocidad— cuando sale de la mano que la lanza. Es decir, necesitamos conocer las
condiciones iniciales
del movimiento de la pelota. De una manera similar, existen características del universo que tienen también una contingencia histórica; la razón por la que una estrella se forma aquí o un planeta allí depende de una complicada cadena de sucesos que, al menos en principio, podemos imaginar que indican retrospectivamente alguna característica de cómo era el universo cuando empezó todo. Pero es posible que, incluso más características del universo, quizá incluso las propiedades de la materia fundamental y de las partículas de fuerza tengan también una dependencia directa de la evolución histórica —evolución que en sí misma también depende de las condiciones iniciales del universo—.

De hecho, ya hemos indicado una posible plasmación de esta idea en la teoría de cuerdas: cuando el caliente universo primitivo evolucionó, las dimensiones adicionales pudieron haber sufrido una transmutación de una forma a otra, estableciéndose finalmente como un espacio concreto de Calabi-Yau una vez que la materia se hubo enfriado lo suficiente. Pero, como sucede con una pelota lanzada al aire, el resultado de este viaje a través de numerosas formas de Calabi-Yau puede depender con gran probabilidad de ciertos detalles relativos al modo en que ese viaje comenzó en el primer lugar. Y a través de la influencia de la forma resultante de Calabi-Yau en las masas de partículas y en las propiedades de las fuerzas, vemos que la evolución cosmológica y el estado del universo en sus comienzos pueden tener un profundo impacto en las propiedades físicas que observamos actualmente.

No sabemos cuáles fueron las condiciones iniciales del universo, ni siquiera las ideas, los conceptos y el lenguaje que se debería usar para describirlas. Creemos que ese tremendo estado inicial de energía, densidad y temperatura
infinitas
que surge en el modelo cosmológico estándar y en el inflacionario es más una señal de que estas teorías se han derrumbado, que una descripción correcta de las condiciones físicas que existen realmente. La teoría de cuerdas ofrece algo mejor, ya que demuestra cómo se pueden evitar estos extremos infinitos; sin embargo, nadie tiene ni idea sobre la cuestión de cómo empezó todo realmente. De hecho, nuestra ignorancia persiste en un plano aún más elevado: no sabemos ni siquiera si es coherente plantear la pregunta relativa a determinar las condiciones iniciales o si es una pregunta que está para siempre más allá del alcance de cualquier teoría, como lo estaría el pedir a la relatividad general que nos aclarase con qué fuerza hemos lanzado una pelota al aire. Intentos audaces realizados por Hawking y James Hartle de la Universidad de California en Santa Bárbara han intentado traer la cuestión de las condiciones iniciales del cosmos al dominio de la teoría física, pero ninguno de estos intentos ha llegado a conclusión alguna. En el contexto de la teoría de cuerdas/Teoría-M, nuestros conocimientos cosmológicos son, por ahora, demasiado primitivos para determinar si nuestra ansiada «teoría del todo» realmente hace honor a su nombre y establece su propia versión de las condiciones iniciales, elevándolas así a la categoría de ley física. Ésta es una cuestión primordial para posteriores investigaciones.

Pero incluso más allá de la cuestión de las condiciones iniciales y de su impacto en los subsiguientes giros y vueltas de la evolución cósmica, algunas propuestas recientes altamente especulativas han argumentado a favor de la existencia de otros límites potenciales añadidos que podría tener el poder explicativo de cualquier teoría definitiva. Nadie sabe si estas ideas son acertadas o equivocadas, pero ciertamente se encuentran en la actualidad en las afueras de la corriente principal de la ciencia. Sin embargo, ponen de manifiesto —aunque de una manera bastante provocativa y especulativa— un obstáculo con el que se puede encontrar cualquier teoría final definitiva que se proponga.

La idea básica se basa en la siguiente posibilidad. Supongamos que lo que llamamos
el
universo es en realidad sólo una pequeñísima parte de una extensión cosmológica mucho más grande, un universo que forma parte del enorme número de universos-islas que están dispersos por todo un enorme archipiélago cosmológico. Aunque esto podría sonar bastante exagerado —y, al fin y al cabo, puede que lo sea—, André Linde ha sugerido un mecanismo concreto que podría conducir a la idea de este universo gigantesco. Linde ha descubierto que el breve pero crucial estallido de expansión inflacionaria, comentado anteriormente, puede no haber sido un suceso único que se produjera una sola vez. Al contrario, según afirma, las condiciones para una expansión inflacionaria pueden producirse de manera repetida en regiones aisladas diseminadas por todo el cosmos, que experimentarían su propio hinchamiento inflacionario, aumentando así de tamaño, y evolucionando hasta convertirse en nuevos universos separados. Y en cada uno de estos universos, el proceso continuaría, de tal forma que brotarían desde regiones remotas, generando una red interminable de expansiones cósmicas con sus respectivos procesos inflacionarios. La terminología se vuelve un poco farragosa, pero sigamos la moda actual y llamemos a este concepto enormemente expandido del universo el
multiverso
, denominando universo a cada una de sus partes constituyentes.

La cuestión central es que, mientras en el capítulo 7 observamos que todos nuestros conocimientos apuntan hacia la existencia de unas propiedades físicas coherentes y uniformes a lo largo y ancho de todo el universo, es posible que esto no tenga fundamento en los atributos físicos de estos otros universos, ya que se encuentran separados de nosotros o, al menos, tan alejados que su luz no tiene tiempo para alcanzarnos. Por lo tanto, podemos suponer que las propiedades físicas varían de un universo a otro. En algunos universos, esas diferencias pueden ser sutiles: por ejemplo, la masa del electrón o la intensidad de la fuerza nuclear fuerte podrían ser una milésima de un uno por ciento mayores o menores que en nuestro universo. En otros, las propiedades físicas pueden diferir de un modo más pronunciado: el quark arriba podría pesar diez veces lo que pesa en nuestro universo, o la intensidad de la fuerza electromagnética podría ser diez veces el valor que nosotros medimos, con todas las profundas implicaciones que esto tendría sobre las estrellas y sobre la vida tal como la conocemos (según lo indicado en el capítulo 1). Y en otros universos las propiedades físicas pueden diferir aún más drásticamente: la lista de las partículas elementales y de las fuerzas podría ser completamente diferente de la nuestra, o, por poner un ejemplo de la teoría de cuerdas, incluso el número de dimensiones extendidas podría variar en el caso de algunos universos que estuvieran comprimidos por tener sólo una dimensión espacial grande, o incluso ninguna, mientras que otros universos podrían estar expandidos por tener ocho, nueve o incluso diez dimensiones espaciales extendidas. Si dejamos correr libremente la imaginación, incluso las propias leyes de la física podrían diferir drásticamente de un universo a otro. La variedad de posibilidades es infinita.

Ésta es la cuestión. Si exploramos por todo este enorme laberinto de universos, la gran mayoría de ellos no tendrán las condiciones adecuadas para albergar la vida, o al menos para cualquier cosa que sea tan sólo remotamente parecida a lo que conocemos como vida. En el caso de cambios drásticos en las propiedades físicas que conocemos, está claro: si nuestro universo fuera realmente como el universo de la manguera de jardín, la vida no existiría tal como la conocemos nosotros. Pero, incluso aunque fueran unos cambios en las propiedades físicas bastante conservadores, dichos cambios interferirían, por ejemplo en la formación de las estrellas, perturbando su capacidad de actuar como hornos cósmicos que sintetizan los átomos de unos elementos que son la base de la vida, tales como el carbono y el oxígeno, que normalmente son expelidos a través de todo el universo en las explosiones de las supernovas. Teniendo en cuenta la gran dependencia de la vida con respecto a las particularidades de la física, si ahora nos preguntamos, por ejemplo, por qué las fuerzas y las partículas de la naturaleza tienen esas propiedades concretas que nosotros observamos, surge una posible respuesta: en un recorrido de todo el multiverso, esas características varían ampliamente; sus propiedades
pueden
ser diferentes y
son
diferentes en otros universos. Lo que es especial en la combinación concreta de propiedades de partículas y fuerzas que observamos es, de un modo claro, que permiten que se forme la vida. Y la vida, en particular la vida inteligente, es un requisito previo incluso para plantearse la pregunta de por qué nuestro universo tiene las propiedades que tiene. En lenguaje llano, las cosas son como son en nuestro universo porque, si no lo fueran, no estaríamos aquí para enterarnos. Como los ganadores en una ruleta rusa masiva, cuya sorpresa por sobrevivir se moderaría al darse cuenta de que, si no hubieran ganado, no habrían sido capaces de sentirse sorprendidos, asimismo la hipótesis del multiverso tiene el efecto de moderar nuestra insistencia en explicar por qué nuestro universo es como es.