Más rápido que la velocidad de la luz (15 page)

Debo aclarar que Dicke no escogió la edad de un segundo arbitrariamente. Hay un supuesto fundamental cuando se hacen cálculos para ilustrar la inestabilidad del universo de geometría plana: que el universo ha venido expandiéndose, pues de lo contrario Omega no se desviaría de uno. Dicke sabía perfectamente que hay pruebas empíricas de que, desde un segundo después del
big bang
, la expansión del universo se ha desarrollado en un todo de acuerdo con la teoría de Friedmann
[18]
.

Pero no hay ninguna prueba de que antes de ese segundo haya habido expansión, sólo hay argumentos teóricos.
Creemos
que se puede aplicar la relatividad general al período anterior, en cuyo caso podemos
inferir
que el universo debe haberse expandido desde sus comienzos. Aunque no hay pruebas al respecto, pero tampoco tenemos ninguna razón para pensar lo contrario, aceptamos esa extrapolación.

No obstante, sabemos que en un momento del pasado la relatividad general no
debió regir
: es el tiempo de Planck, instante apenas posterior al inicio del universo, pues se expresa como o, (42 ceros) 1 segundo. Vivimos en un universo cuántico, sujeto a fluctuaciones aleatorias y, desgraciadamente, no tenemos una teoría cuántica de la gravedad que nos permita prever cómo afectan las fluctuaciones cuánticas a los fenómenos gravitatorios como el movimiento de la Luna y de la Tierra. No obstante, podemos estimar la magnitud de esas fluctuaciones y siempre llegaremos a la misma conclusión: para el cálculo de trayectorias de cohetes y de planetas, son despreciables. No contamos con una teoría cuántica de la gravedad porque, de hecho, no la necesitamos.

Hay, sin embargo, una excepción trágica para la cual sí la necesitamos y es la expansión cosmológica antes del tiempo de Planck. En esos instantes remotos, según la teoría de la relatividad, la expansión es tan veloz que no se pueden desechar las fluctuaciones cuánticas que arrojan las mejores estimaciones con que contamos. Desde luego, no tenemos acceso directo a ese período de la vida del universo, de modo que no podemos decir si las fluctuaciones son importantes. Por otro lado, tampoco tenemos ninguna garantía que nos permita confiar en resultados obtenidos sin el auxilio de una teoría cuántica de la gravedad. A lo largo de este libro, repetiremos este argumento. En lo que respecta a nuestras teorías, la época de Planck, período anterior al tiempo de Planck, es una caja negra y no podemos afirmar nada sobre lo que sucedió en ese turbio pasado.

En particular, no podemos estar seguros de que el universo haya estado en expansión durante esa época. Todo lo que sabemos es que ha venido haciendo equilibrio en la cuerda floja a partir de entonces. Ahora bien, puesto que tenemos razones sólidas para creer que el universo se ha expandido sin cesar desde el tiempo de Planck, cabe preguntar entonces qué valores podía adoptar Omega para que el universo perdurara hasta nuestros días. Los cálculos indican que Omega debió estar comprendido entre o, (64 nueves) y 1, (63 ceros) 1, es decir, un valor muy próximo a uno.

Creo que ahora resultará evidente por qué digo que hay que ajustar muy precisamente el estado inicial del
big bang
moviendo a mano las perillas, por así decirlo, para que el resultado tenga sentido. Para empezar, ¿por qué el valor de Omega es tan próximo a uno? ¿Es posible que haya sido exactamente uno? En cualquier caso, ¿por qué? ¿Cuál es el mecanismo que produce valores de Omega tan precisos e impide la catástrofe? El paradigma del
big
bang
no da respuesta a estos interrogantes. Se limita a ofrecer un rango de posibilidades y nos permite elegir un universo con un valor de Omega conveniente, de modo que el modelo resultante describe con increíble exactitud el mundo en que vivimos. Pero todos sabemos que si hubiéramos elegido un modelo apenas distinto, acabaríamos por obtener una monstruosidad.

Lo peor es que nuestra elección no estuvo guiada por ningún principio teórico sino por el mero deseo de que los datos den el resultado que nos conviene. Si hubiéramos elegido el valor de Omega
al azar
, jamás habríamos arribado al resultado que obtuvimos, pues hacerlo equivaldría a ganar la lotería diez veces seguidas. En consecuencia, los hombres de ciencia empezaron a pensar que los aciertos obtenidos con la teoría del
big bang
eran algo así como un engaño.

Como el problema del horizonte, el de la planitud reclama conjeturas. Es necesario que los cosmólogos empiecen a preguntarse qué sucedió realmente durante la explosión, en ese primer instante del nacimiento del universo. ¿Qué misterio encierra la época de Planck, inaccesible para la teoría de la relatividad y la cosmología de Friedmann? ¿Acaso esos primeros instantes de vida, ese estado embrionario, entrañaban procesos específicos, una suerte de química hormonal distinta que determinó el valor insólito de esos números misteriosos? ¿Por qué razón ganamos tantas veces seguidas la lotería?

Antes de dejar al lector librado a sus propias cavilaciones sobre estos enigmas, voy a exponer uno más. El tercer enigma del universo en expansión es nada menos que ese ser demoníaco que Einstein desató: la constante cosmológica o Lambda. Fue una mancha en la inmaculada carrera de Einstein que él mismo repudió apenas se confirmaron los descubrimientos de Hubble. Después de tantos traspiés, la constante cosmológica cayó en el descrédito. Tal vez fue el único error grave de la brillante carrera de Einstein. Pero una vez que se descubrió, los hombres de ciencia no hallaron manera de justificar por qué tenía que ser igual a cero.

Recordemos brevemente que Lambda representa la energía del espacio vacío, la potencia gravitatoria de la nada, la puertita especial que Einstein construyó para los gatos menudos. Descubrió que su teoría permitía suponer una energía del vacío no nula siempre que el vacío estuviera sometido a una gran tensión y fuera gravitatoriamente repulsivo, y usó ese hecho para construir un universo estático sin abandonar su teoría. Para conseguirlo, tuvo que definir el valor de Lambda con enorme precisión, de modo que la fuerza de repulsión equilibrara exactamente la atracción gravitatoria habitual. El descubrimiento de Hubble fue la sentencia de muerte del universo estático, pero no acabó con la constante cosmológica. Como Friedmann ya había advertido, sólo un valor artificioso de Lambda correspondía a un universo estático, pues un valor distinto, menos preciso, implica aún un universo en expansión, de modo que los descubrimientos de Hubble no excluyen la constante cosmológica.

Ahora bien, si la energía del vacío no fuera nula, ¿cómo evolucionaría en comparación con otras formas de energía? ¿Se disiparía sin más, a medida que el universo se expandiera? ¿Dominaría a todas las otras especies del universo? Ese es, pues, el tercer enigma del
big bang.

Las especies del universo están sometidas a un proceso similar a la selección natural. Algunas desaparecen; otras dominan el panorama y generan períodos y eras glaciales no muy distintos de los experimentados en la Tierra. Hasta ahora, he simplificado la fauna del universo, de modo que el lector tal vez ignora qué quiero decir cuando hablo de otras "especies". Hasta aquí dije solamente que el fluido cosmológico estaba constituido por galaxias, porque ellas son el componente más evidente del universo. Pero no son lo único que hay. Presentaré ahora a los otros personajes de la tragicomedia cósmica.

La figura 5 es una imagen del cúmulo de la constelación de Coma, que contiene más de mil galaxias. En la figura 6 se ve una imagen de la misma región del cielo, pero esta vez tomada con un telescopio sensible a los rayos X, que son indicio cierto de un gas muy caliente; de hecho, de un gas cuya temperatura es de millones de grados. Se puede observar en la imagen que el cúmulo está inmerso en un caldo de gas caliente. Es posible demostrar que ese halo gaseoso contiene la mayor parte de la masa del cúmulo, lo que implica que hay muchas más cosas de las que podemos ver con los ojos.

Experimentos similares demuestran que lo que podemos observar con los telescopios convencionales constituye en realidad una pequeña fracción de la masa del universo. Estamos rodeados por materia oscura que no brilla pero que, sin embargo, podemos "ver" a través de los efectos inequívocos que produce su gravedad. Sólo podemos detectar su peso y, a juzgar por lo que indican las balanzas, la materia oscura constituye la mayor parte del universo. Por consiguiente, conocemos tres especies materiales del universo: las galaxias, el gas caliente y la materia oscura.

Hay más, sin embargo: otro componente que denominamos radiación cósmica de fondo, un mar de microondas que provienen del espacio remoto y que envuelven al vacío en una suerte de baño tibio pues elevan la temperatura de todo en unos 3 grados aproximadamente. Los radioastrónomos Pen-zias y Wilson descubrieron en la década de 1960 esa radiación de fondo, y al principio creyeron que el efecto provenía de excrementos de paloma depositados en la antena. Limpiaron el aparato concienzudamente, maldiciendo a las palomas que habían hecho nido en la antena. Pero por mucho que limpiaran, no podían eliminar la señal. ¿Tal vez las palomas habían arruinado definitivamente el instrumento? Al cabo de un tiempo, se dieron cuenta de que habían detectado algo mucho más importante, el eco de otro componente del universo, un fluido cósmico de radiación que debía agregarse al fluido de galaxias, gas caliente y materia oscura.

Pues bien, hasta donde sabemos, esos son los ingredientes básicos del
big
bang
[19]
. La pregunta que debemos formular es la siguiente: ¿cómo los afecta la expansión? La respuesta es muy sencilla. Lo que sucede depende de si el componente en cuestión tiene presión interna o no. Ya hemos visto que la presión y la tensión pueden afectar la potencia gravitatoria de un objeto. De hecho, si se comprime un objeto lo suficiente, ese objeto puede incluso producir un efecto de repulsión gravitatoria, como ocurre en el caso de la constante cosmológica, el artilugio que pergeñó Einstein para obtener un universo estático a partir de la reacia teoría general de la relatividad. Ahora sabemos que la presión es el factor que determina si el universo en expansión podrá sobrevivir o no. De modo que tenemos un panorama complejo: en un rincón, las galaxias y la materia oscura; en otro, la radiación cósmica, y en un tercero, agazapada amenazadoramente, la constante cosmológica.

Empecemos por el fluido de galaxias, carente de presión, pues la presión se debe a movimientos aleatorios de las moléculas. La presión atmosférica, por ejemplo, es el resultado de veloces movimientos moleculares que causan el choque de moléculas contra cualquier superficie y generan así presión. Pero no hay movimientos de este tipo en las galaxias, y si los hay, son despreciables. En líneas generales, las galaxias están en su lugar y carecen de presión. Utilizando un giro algo poético, los cosmólogos denominan "polvo cósmico" a ese fluido desprovisto de presión.

A medida que el universo se expande, las galaxias carentes de presión se apartan o, mejor dicho, siguen incrustadas en un espacio que se expande y genera cada vez más lugar entre ellas. Si pudiéramos pintar de rojo una región del universo, la mancha roja aumentaría de tamaño con la expansión, pero el número de galaxias contenido en ella no cambiaría. La tasa de dilución de cualquier fluido similar al polvo cósmico carente de presión, que está sometido a expansión, es idéntica a la tasa de aumento del volumen. Por lo que sabemos hasta ahora, la materia oscura también se comporta como un fluido de polvo, de modo que su evolución con la expansión del universo coincide con la de las galaxias; la materia oscura también se diluye con una tasa idéntica a la del incremento de volumen.

Con la radiación ocurre algo distinto, porque está constituida por fotones, partículas de luz que naturalmente se mueven a la máxima velocidad posible en el universo. Por esa razón, un fluido de radiación como el del fondo de microondas cósmico tiene una presión bastante grande. ¿Cómo afecta este hecho a la evolución del fluido cuando está sometido a la expansión cósmica?

A medida que el universo se expande, los fotones están cada vez más dispersos pero también ejercen presión sobre el espacio en expansión. Es como si hicieran un trabajo y contribuyeran a la expansión utilizando parte de su energía. Como dijimos antes, mientras el universo se expande, una determinada región de él pintada de rojo también se expande, pero sigue conteniendo el mismo número de fotones. Sin embargo, cada fotón se torna más débil pues va agotando su energía en el aporte que hace a la expansión. Por consiguiente, un fluido de radiación se diluye con la expansión mucho más rápidamente que el polvo, por dos razones: por la expansión del volumen y por la reducción adicional de energía que implica su contribución a la expansión.