LA FÍSICA DEL GÉNESIS
ALBERTO CLEMENTE DE LA TORRE
(IFIMAR-CONICET / UNMDP, Argentina)
Desde una perspectiva física y atea se revisita el problema del origen del universo haciendo hincapié en el proceso secularizador que suponen las nuevas teorías científicas.
Palabras clave: astrofísica | cosmología | cosmogonía | ateísmo
From a physical and an atheist perspective the problem of the origin of the universe is revisited. Stressing on the secularizing process that is involved in the new scientific theories.
Keywords: Astrophysics | Cosmology | Cosmogony | Atheism
La palabra “génesis” proviene del griego y significa nacimiento, creacin, inicio y ha dado lugar a términos como genética, origen, ginecología, genitales, genealogía, etc. El Génesis es el primer libro de la Torah de los judíos o del Antiguo Testamento de los cristianos en que se describe el origen del mundo. Conocer el origen del mundo ha sido una de las principales cuestiones de todas las culturas y hasta el advenimiento de la cultura científica era incumbencia de las religiones y de los mitos. Con la implementacin del conocimiento fundado que brinda la ciencia, la cuestin del origen del universo pasa ser tema de la física. Sin embargo, hasta hace unas pocas décadas, no se podía presentar una descripcin confiable del inicio del mundo. Hoy, después de un cambio cualitativo, estamos en condiciones de presentar una descripcin fidedigna, aunque an con muchas lagunas e incertezas, de cmo pudo haber sido el origen del mundo sin necesidad de acudir a mitos religiosos y leyendas.
La posibilidad de explicar el origen del universo mediante la física es de gran relevancia para poder adherir a un ateísmo racional no dogmático. En efecto, hasta hace pocas décadas, todo ateo encontraba serias dificultades para concebir la existencia del mundo. Correctamente tenían fe en que la ciencia alguna vez presentaría una explicacin aceptable pero no tenían ninguna prueba, ni siquiera un esbozo, de cmo toda esta maravilla que es el universo puede existir sin un creador. Por supuesto que F. Nietzsche no necesita la física para ser ateo. Antes de que la física intervenga en el asunto, había convencidos ateos pero para poder mantener sus convencimientos, en algn punto de su argumentacin, debían recurrir a posturas dogmáticas. Este triunfo de la física fue resaltado por S. Weinberg al afirmar: “Uno de los grandes logros de la ciencia ha sido que, si bien no hizo imposible que gente inteligente sea religiosa, al menos hizo posible que ellos no sean religiosos''.
Hoy, por primera vez en la historia de la cultura, nos encontramos con la posibilidad cierta de responder las preguntas sobre el origen del universo sin apelar a lo sobrenatural. Por supuesto que las respuestas son provisorias, algunas no son nicas y otras pueden resultar falsas. Seguramente habrá importantes cambios pero debemos rescatar que hoy disponemos de un esquema o modelo racional aproximado que nos permite sostener que no es necesaria la existencia de un creador del universo. En este trabajo no se analizará el interesante debate entre creyentes y ateos y nos limitaremos a presentar las teorías físicas que permiten concebir la existencia del mundo sin intervencin divina. Para la descripcin del origen del universo y su evolucin hasta nuestros días, es necesario acudir a conceptos físicos, que en algunos casos, han sido desarrollados solamente en las ltimas décadas. Por eso en este trabajo presentaremos primero varios resultados de la física, relacionados con la relatividad general y con la mecánica cuántica, que son necesarios para, al final, poder dar una descripcin aceptable del origen e historia del universo.
La primera cuestin que aparece si pretendemos desarrollar un modelo de universo sin creador es la dificultad de explicar la existencia misma. Si el universo tuvo un origen, entonces debe haber habido una transicin entre la no existencia y la existencia, cosa que parece violar toda idea de conservacin o permanencia (conatus). En términos físicos, esta cuestin filosfica se traduce teniendo en cuenta que la energía es condicin suficiente de existencia: todo lo que tiene energía existe y entonces la pregunta es: ¿de dnde proviene la energía del universo? Aparentemente, la intervencin de un creador sobrenatural que provea dicha energía es ineludible, pero por otro lado, parece ser bastante insatisfactorio que dicho creador, en el instante mismo de la creacin viole una de las leyes fundamentales que deberá cumplir la obra creada: la conservacin de la energía.
Veamos cuánta energía hay en el universo. Es muy interesante que la física puede estimar dicha cantidad con mucha confiabilidad y el resultado es altamente asombroso: ¡la energía total del universo es nula! Si tenemos en cuenta la conservacin de la energía, el universo es gratis; puede provenir de la nada: ex nihilo.
Para explicar ese resultado asombroso, consideremos que la energía del universo tiene varias componentes: toda la materia del universo, masa para los físicos, es energía segn establece la famosa E=mc2 de Einstein, Toda esta materia incluye no solamente las estrella y planetas sino también la llamada “materia oscura” cuyas partículas no han sido an identificadas. Además hay que agregar la energía de toda la radiacin en la que están inmersas las galaxias y también la “energía oscura” asociada con la expansin acelerada del universo detectada en la ltima década pero cuya naturaleza no es an bien entendida. Todas estas componentes tienen valor positivo y contribuyen en la densidad de energía del universo δ. Para el balance total de energía debemos comparar estas componentes positivas con la energía potencial gravitatoria del universo que es negativa. La energía potencial, al no estar realizada, debe ser negativa de manera similar a lo que sucede en una planilla de contabilidad donde el “debe” y “haber” deben tener diferentes signos.
El valor de la densidad de energía δ es crucial para establecer el destino del universo. Si esta cantidad fuese muy grande, la atraccin gravitatoria sería predominante: eventualmente detendría la expansin del universo y comenzaría una etapa de contraccin. Por el contrario, si la densidad fuese muy pequea, la atraccin gravitatoria sería menos importante y el universo continuaría eternamente su expansin. Estos dos casos drásticamente diferentes están separados por un valor de densidad crítica δc. Numerosos argumentos tericos y observaciones indican que la densidad de energía del universo es exactamente igual al valor crítico δc. Este resultado es extremadamente interesante porque para este valor de densidad las componentes positivas de la energía y la energía potencial gravitatoria que es negativa se cancelan exactamente resultando en una energía total nula para el universo.
La segunda cuestin que resalta, consecuencia de la anterior, es ¿por qué hay algo en vez de nada? En efecto, parecería ser que la realizacin más sensata de un ente con energía nula es la nada y no algo con un delicado balance entre enormes componentes negativas y positivas que se cancelan. En términos teolgicos, Dios no es necesario para proveer la energía del universo pero es requerido para “separar” ambas componentes. Para esta pregunta la física también tiene una posible respuesta: el vacío, la nada, es inestable y decae hacia algo por un mecanismo designado como rotura espontánea de simetría que vermos más adelante.
Es ampliamente sabido que la física clásica, esencialmente la de las leyes de Newton, describe exitosamente el comportamiento de los sistemas físicos macroscpicos, o sea, aquellos que captamos con nuestra percepcin sensorial. Sin embargo estas teorías clásicas fracasan rotundamente cuando pretendemos aplicarlas a sistemas físicos de accin extremadamente tenue, como los átomos, ncleos, y partículas subatmicas o cuando las aplicamos a sistemas que se desplazan a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Este fracaso motivel desarrollo de teorías superadoras en los inicios del siglo XX: la mecánica cuántica y la relatividad.
Una de las características esenciales de la mecánica cuántica es que todos los observables del sistema físico toman valores y además, indisociablemente, están afectados de una indeterminacin ineludible. Los observables (excepto en algunos casos especiales) no toman valores exactos sino que son difusos o indeterminados en cierta medida. La teoría cuántica nos permite calcular, o sea predecir, los valores promedio (o valores de expectacin) y también las indeterminaciones de los observables. Así, la posicin y velocidad de una partícula están caracterizadas por valores medios X y V pero también por sus indeterminaciones simbolizadas por ∆X y ∆V . De la misma manera, la energía de un sistema E y el tiempo de evolucin de un proceso T, están afectadas por las indeterminaciones ∆E y ∆T .
Que los observables estén indefectiblemente asociados a indeterminaciones es altamente asombroso para nuestra intuicin, educada por el contacto con sistemas clásicos que posen valores exactos. Mucho más asombroso es que esas indeterminaciones no son totalmente independientes sino que la teoría indica (y los experimentos lo corroboran) que existen correlaciones entre ellas. Las más famosas de esas correlaciones están formalizadas por el principio de indeterminacin de Heisenberg que nos dice que el producto entre las indeterminaciones en la posicin y velocidad de una partícula de masa m siempre es mayor que cierto valor, muy pequeo pero no nulo, dado por la constante de Planck ħ. O sea.
∆X . ∆V ≥ ħ ∕ m.
Es posible preparar a la partícula para que tenga muy pequea indeterminacin en la posicin pero al costo de tener una gran indeterminacin en su velocidad y viceversa, prepararla para tener una velocidad muy precisa pero gran difusin en la posicin. Para la energía y tiempo de evolucin de un sistema, también se encuentran correlaciones:
∆E. ∆T ≥ ħ.
Esta ltima relacin de incertidumbre entre energía y tiempo de evolucin permite la existencia de inesperadas fluctuaciones del vacío: supongamos que en algn lugar del vacío absoluto se produce una violacin del principio de conservacin de la energía y aparecen “de la nada” dos partículas de masa m pero de carga eléctrica opuesta, por ejemplo, un electrn y un positrn. Esto implica una violacin de la conservacin de la energía en la cantidad ∆E= 2mc2, segn la frmula de Einstein. Todos sabemos que dicha violacin no debería ser posible pero la mecánica cuántica la permite, solamente durante un tiempo ∆T suficientemente corto como para que sea compatible con el principio de indeterminacin tiempo-energía. Pasado ese tiempo, las partículas creadas de la nada se aniquilan mutuamente, desaparecen, y se reestablece la conservacin de energía. Podemos pensar entonces que lo que llamamos “vacío” es en realidad una continua y permanente creacin y aniquilacin de materia y antimateria durante pequeos intervalos de tiempo (del orden de 5 10-22 s). Estas partículas son llamadas “virtuales” por su efímera vida, pero aquí “virtual” no significa que no existan (como sí sucede con la llamada realidad virtual creada en las computadoras). Las partículas virtuales existen realmente. Todo esto parece tan asombroso que alguien puede dudar de que sea verdadero. Sin embargo los físicos estamos convencidos de la realidad de esas fluctuaciones del vacío porque existen muchos experimentos donde dichas fluctuaciones se manifiestan (desplazamiento de Lamb, efecto Casimir, valor del momento magnético del electrn, etc.). Veremos más adelante que las fluctuaciones cuánticas juegan un rol importante en el origen del universo.
Así como con la física clásica de Newton se estudia el movimiento de una partícula cuando se conocen las fuerzas que actan sobre ella, con la mecánica cuántica se puede estudiar el movimiento y estado de un electrn o de cualquier otra partícula pequea. Sin embargo, el estudio de una partícula con la mecánica cuántica es instructivo e interesante pero es un modelo de poca aplicacin a la realidad porque, segn vimos en la seccin anterior, para tener una descripcin más fidedigna de la realidad deberíamos tener en cuenta también la aparicin y aniquilacin de partículas virtuales como las que aparecen en las fluctuaciones del vacío. La mecánica cuántica de una partícula es entonces extendida a una nueva teoría en que el nmero de partículas es indeterminado debido a la permanente creacin y aniquilacin de partículas. Esta teoría superadora es denominada “teoría de campos cuánticos”.
De la física que aprendimos (o que sufrimos) en el colegio secundario, recordamos dos tipos de sistemas físicos clásicos que poseen y transportan energía e impulso. Estos son las partículas y los campos. Como ejemplos de partículas se presentaron piedras, proyectiles, cohetes, y los famosos y tediosos “mviles” que parten de cierta ciudad para cruzarse con otro que parti de cierta otra ciudad en cierto lugar que a nadie interesa. Además de estas partículas se presentaron en el colegio los campos eléctricos, los campos magnéticos (y su unificacin: el campo electromagnético) y el campo gravitatorio que aparecen para representar las fuerzas eléctricas, magnéticas o gravitatorias. Los campos fueron presentados como ciertas perturbaciones en el espacio que generan las fuerzas que se aplican sobre las partículas en los lugares donde el campo no se anula.
Tenemos entonces dos conceptos aparentemente bien separados: partículas y campos o fuerzas. Con el advenimiento de la teoría de campos cuánticos se descubrique estos dos conceptos no son realmente diferentes. Partículas y campos son dos manifestaciones clásicas de una realidad cuántica más compleja que en algunas situaciones se manifiesta como partícula pero en otras situaciones, esa misma realidad, se manifiesta como un campo. La concepcin filosfica que posibilita esta unificacin de dos aspectos clásicos, aparentemente diferentes o contradictorios, en una misma realidad cuántica es denominada “complementariedad”. Como metáfora para la complementariedad podemos pensar en un rostro humano que puede ser visto desde diferentes perspectivas excluyentes. Puede ser visto de frente (partícula) o de perfil (campo) y si optamos por una perspectiva, forzosamente excluimos la otra: lo vemos de frente o de perfil (se trata de una partícula o de un campo) sin embargo existe una realidad, un rostro, que es generador de las diferentes perspectivas (existe una realidad cuántica que se presenta a veces como partícula y otras veces como campo). Cuando Picasso unifica perspectivas excluyentes en una misma imagen, como en el rostro de Velásquez que aparece en la versin que él hizo de “Las Meninas”, está brindando una representacin de la realidad más fidedigna que la que podría presentar una fotografía, condenada a optar por una sola perspectiva y excluir otras. En la mecánica cuántica se hace una síntesis similar al considerar que partículas y campos son visiones complementarias de una misma realidad.
En la teoría de campos cuánticos cada tipo de campo está asociado con un tipo de partícula: el campo electromagnético está asociado con una partícula llamada fotn y el gravitatorio está asociado con el gravitn. Viceversa, cada tipo de partícula: electrn, neutrinos, o quark tiene asociado su campo correspondiente.
Los campos cuánticos ocupan una extensin en el espacio y evolucionan con el tiempo de una manera descripta por las ecuaciones de movimiento del campo (algo equivalente a las ecuaciones de Newton para el movimiento de las partículas clásicas). Para describir los primeros instantes del universo será de gran importancia un tipo de campo cuyas ecuaciones indican que éste se expande en el espacio de forma explosiva.
En la primera década del siglo XX, Einstein descubrila relatividad especial, teoría necesaria para poder explicar el movimiento de partículas con velocidades cercanas a la de la luz, que aportasombrosos cambios a nuestros conceptos de espacio y tiempo. Se descubri, por ejemplo, que la simultaneidad es relativa. Esto significa que dos acontecimientos que suceden en el mismo instante para un observador no son simultáneos para otro que esté en movimiento. Para éste, uno de los eventos sucede antes que el otro y esa relacin temporal, antes-después, puede ser invertida para un tercer observador. También se descubri que la longitud de los objetos y la duracin de los intervalos de tiempo tampoco son absolutos sino que toman diferentes valores para diferentes observadores, Las longitudes se contraen y los intervalos se dilatan para observadores en movimiento.
Más asombrosos fueron los descubrimientos de Einstein, una década después, relacionados con la relatividad general. En esta teoría, el espacio-tiempo deja de ser solamente el substrato donde suceden las cosas y adquiere un carácter dinámico. En esta teoría, la presencia de energía, presin o tensin modifica el contenido del espacio, le impone curvatura, lo concentra o diluye, lo distorsiona, y el movimiento de la materia se hace buscando los caminos más cortos en ese espacio distorsionado. De esta manera, Einstein logra eliminar las fuerzas y en su lugar modifica el espacio. Así, en vez de considerar a una partícula sometida a fuerzas que le imprimen cierto tipo de movimiento, se considera a la misma partícula, sin fuerzas, pero que se mueve buscando los caminos más cortos en un espacio distorsionado: la gravitacin es producida por la distorsin del espacio. Las predicciones en estas dos consideraciones, fuerzas o geometría, no son idénticas (pero para los casos usuales son muy similares) y las mediciones experimentales le dan razn a la relatividad general.
Vimos que las causas que distorsionan al espacio son la energía (o masa), la presin y la tensin (que es una presin negativa como la que se puede encontrar en una banda elástica estirada). Estas componentes actan en forma diferente. La energía y la presin generan una deformacin del espacio que resulta en una atraccin gravitatoria mientras que la tensin resulta en una repulsin gravitatoria. Es interesante constatar que estos comportamientos pueden resultar en situaciones inestables con resultados catastrficos. Supongamos una regin del espacio con una gran densidad de materia, y por lo tanto, con una gran presin. Esta presin y energía generan una atraccin gravitatoria que puede superar a la presin (que tiende a producir una expansin) y aumentar an más la densidad. Esto generará mayor atraccin gravitatoria que a su vez producirá más presin. La densidad y la presin crecen sin límite. Se ha generado un agujero negro que colapsa sobre si mismo. Esta prediccin, de que cuando la densidad supera cierto valor crítico el sistema colapsa, se ha confirmado con la observacin de numerosos agujeros negros.
Otro tipo de inestabilidad similar a la anterior requiere la existencia de un campo con energía y presin despreciable pero con cierto valor de tensin. En este caso se da el proceso inverso al descripto antes: si la tensin es suficientemente grande se producirá una repulsin gravitatoria que hará expandir más al campo, produciendo an más tensin, cosa que aumenta la repulsin gravitatoria. La extensin de este campo crece sin límite: el campo explota. Campos de este tipo probablemente causaron la brutal expansin del universo que describiremos más adelante. Cuando se descubra, cosa muy probable, la partícula llamada “bosn de Higgs” en el acelerador de partículas LHC puesto en funcionamiento en 2008 en Europa, se tendrá evidencia de la existencia de campos escalares similares a los que producen la expansin mencionada pero con la importante diferencia que el campo de Higgs tiene energía que produce gravedad atractiva que cancela la componente repulsiva generada por la tensin. Felizmente no hay posibilidades de que el bosn de Higgs explote.
El universo comenzen un estado de enorme densidad y se encuentra en permanente expansin. En esa expansin, la energía de movimiento se transfiere a energía gravitatoria y, como consecuencia, el universo se enfría a medida que se expande. Es usual que cuando los sistemas se enfrían, cambian de aspecto. Por ejemplo si enfriamos un gas formado por vapor de agua, a cierta temperatura pasará a estado líquido y después a estado slido. El universo también paspor etapas en que tenía aspectos bien diferenciados. Veamos en detalle por qué los sistemas cambian con la temperatura. Antes de eso, recordemos qué es la temperatura. Nosotros creemos entender bien lo que es la temperatura porque tenemos percepcin sensorial para ella (aparentemente los patos no la tienen, ya que nadan alegremente en agua muy fría. Para ellos la temperatura debe ser algo muy misterioso). Solamente después de profundos razonamiento llegamos a la conclusin de que la temperatura de un objeto es la energía de movimiento promedio de las componentes de dicho objeto. Un gas está más caliente cuando sus moléculas se mueven con más velocidad.
Consideremos una reaccin en que un sistema físico designado por (A) se combina con otro, designado por (B), para formar el sistema que designamos por (AB). Un ejemplo de esto puede ser la reaccin química en que la molécula de hidrgeno (H2) se combina con un átomo de oxígeno (O) para formar agua (H2O).
Las partes (A) y (B) se atraen por accin de alguna fuerza y por eso se puede formar (AB), en símbolos: (A)+(B)→(AB). Si tenemos muchos sistemas del tipo (AB) y la temperatura es suficientemente alta, esto es, si la velocidad de las moléculas es grande, los choques pueden ser suficientemente violentos como para romper o disociar el sistema en sus componentes: (AB)→(A)+(B). Se entiende entonces que a baja temperatura el sistema se encontrará predominantemente combinado en (AB) pero a alta temperatura se encontrará predominantemente disociada en (A) y (B). En la figura se ilustra esto.
En la naturaleza tenemos numerosos ejemplos de cmo un cambio de temperatura produce cambios cualitativos en los sistemas físicos. Cuando crece la temperatura, las moléculas se disocian en los átomos que las componen. A mayor temperatura, los átomos se ionizan, o sea se disocian en los electrones y los ncleos que los forman. Si la temperatura crece mucho más an, los ncleos se rompen y se disocian en los protones y neutrones que los forman. A altísimas temperaturas los protones y neutrones se rompen y forman un gas compuesto por los quarks que los componen. La materia del universo se presenten una etapa como quarks a muy alta temperatura y a medida que se fue enfriando paspor las diferentes etapas hasta presentarse como un gas de hidrgeno y helio a partir del cual se formaron las estrellas y galaxias.
Otro ejemplo interesante de cambio de fase debido al cambio de temperatura es cuando las moléculas de un líquido (agua, por ejemplo), que se mueven desordenadamente a alta temperatura, se estabilizan en lugares precisos a baja temperatura formando un cristal (hielo) como está esquematizado en la figura.
También la magnetizacin de un imán es un cambio de fase cuando los pequeísimos imanes que son los átomos, que a alta temperatura están orientados en cualquier direccin, se orientan todos en la misma direccin a baja temperatura.
Estos dos ltimos ejemplos son interesantes porque ilustran un fenmeno físico de gran importancia que se denomina rotura espontánea de simetría. Notemos que a alta temperatura el sistema tiene mayor simetría: todos los lugares y todas las direcciones son equivalentes pero después del cambio de fase se rompe la simetría y se selecciona espontáneamente una direccin privilegiada (la direccin de la magnetizacin) o unas posiciones definidas. Veremos que el universo en una muy temprana edad hizo un cambio de fase con rotura espontánea de simetría.
El universo no siempre tuvo el mismo aspecto que observamos hoy. En la evolucin temporal del universo, desde el preciso instante de su inicio hasta nuestros días, podemos reconocer tres etapas en las que el universo presenta características bien diferentes denominadas la Era de Planck, la Era de la Inflacin y finalmente, la Era de Materia y Radiacin, en la que se encuentra actualmente. Las dos primeras eras tuvieron una duracin extremadamente corta y la tercera abarca casi toda la duracin del universo. En la figura se ve un esquema en el que se representan varias etapas en la evolucin del universo.
En esta figura, el tiempo transcurre desde la izquierda hacia la derecha de manera que el tiempo actual corresponde al extremo derecho, donde vemos al “Homo Sapiens”, planetas y estrellas organizadas en galaxias. La expansin del universo está representada en la figura por el ensanchamiento vertical. La mayor parte de la figura representa a la era de radiacin y materia mientras que las eras de inflacin y de Planck corresponden al extremo a la izquierda de la figura.
Antes de que, por accin gravitatoria, se formaran las estrellas y de que éstas se organizaran en galaxias, el universo estaba constituido por un gas en expansin, compuesto por átomos de hidrgeno y helio. En tiempos más cercanos al origen, en vez de átomos teníamos protones, neutrones y electrones sueltos inmersos en un océano de fotones (partículas de luz). En tiempos más tempranos an, el universo era una sopa increíblemente densa y caliente de quarks, electrones y otros tipos de partículas que la física del siglo XX ha estudiado con gran detalle. Todo este tiempo, en que el universo evoluciondesde las partículas elementales hasta tomar el aspecto que observamos hoy, puede denominarse la Era de Materia y Radiacin que abarca el tiempo desde t=10-32 segundos después del inicio del universo hasta nuestros días, t=1,4 1010 aos.
Notemos que el instante de inicio de la era de radiacin y materia, t=10-32 segundos, es increíblemente cercano a cero, o sea al inicio mismo del universo. Ese tiempo está más cerca de cero que cualquier nulidad de nuestra percepcin sensorial. Por ejemplo: un segundo, comparado con la edad del universo es despreciable pero es 200 millones de millones (2 1014) de veces más grande que 10-32 segundos comparado con un segundo.
Es un motivo de orgullo de la cultura, y especialmente de la física, constatar que poseemos un conocimiento muy confiable del universo en esta era de radiacin y materia. Las teorías físicas, principalmente la relatividad y la mecánica cuántica pero también las teorías llamadas clásicas, como la mecánica, termodinámica, electrodinámica, etc. brindan una descripcin del universo que ha sido corroborada por innumerables observaciones y experimentos. Por supuesto que existen numerosas preguntas, referidas a esta era de materia y radiacin, que an no tienen respuesta. Hay muchas predicciones tericas que todavía no han sido confirmadas. Un ejemplo de esto es la prediccin de la existencia de un tipo de partículas, el bosn de Higgs, que es necesario para darle coherencia a la teoría y que probablemente será descubierto en el acelerador LHC recientemente inaugurado en Europa. También se sabe que deben existir ciertos tipos de partículas que constituyen la llamada “materia oscura”, an no descubierta. También hay ignorancia de las causas de la expansin acelerada del universo que se ha observado, contradiciendo la expectativa de que la expansin del universo debería irse atenuando por la accin gravitatoria. También existen serias posibilidades de que las teorías físicas, que son extremadamente exitosas, deban ser modificadas y corregidas y resulten ser solamente buenas aproximaciones de otras teorías an no desarrolladas. Claramente, no tenemos un conocimiento definitivo del universo en esta era de radiacin y materia pero podemos afirmar que estamos en buen camino hacia esa meta.
De la misma manera que hoy encontramos fsiles que nos permiten asegurar que hace cien millones de aos existieron los dinosaurios, de forma similar, el estudio del universo actual nos permite inferir que antes del inicio de la era de materia y radiacin, el universo paspor una etapa en que su tamao aumenten forma exponencial, de manera que porciones minsculas pasaron a ser gigantescas. El intervalo de tiempo, extremadamente corto, en que el universo crecien forma desmesurada se denomina la Era de la Inflacin. En la era de la inflacin, que estimamos que sucedientre el tiempo de t=10-43 segundos y t=10-32 segundos, la extensin del universo se duplic86 veces; éste es el “Gran Pum” propiamente dicho. Para imaginar esa monstruosa explosin pensemos que en un tiempo increíblemente corto, una regin del tamao de un átomo creci hasta ocupar un ao luz de extensin, mucho mayor que el tamao actual del sistema solar y comparable con la distancia típica entre las estrellas. Una distancia de 0.1mm, el ancho de un papel muy fino o el de una partícula de polvo, se expande a un milln de aos luz, diez veces el diámetro de la Vía Láctea.
Los “fsiles” que indican que la inflacin tuvo lugar son mltiples. Uno de ellos es la homogeneidad que tiene el universo. Si observamos al universo en regiones suficientemente separadas como para asegurar que no pudo haber comunicacin entre ellas, constatamos que esas regiones son casi idénticas: cantidad de galaxias, temperatura y distribucin son como si se hubiesen igualado por interaccin entre ellas pero dicha interaccin parece ser imposible por la distancia que las separa. La inflacin permite explicar dicha homogeneidad porque esas regiones, antes de la inflacin, estuvieron suficientemente cercanas como para igualarse. Otro “fsil” interesante que sugiere la existencia de la inflacin es que la densidad de energía del universo es muy cercana a la densidad crítica. Resulta que la densidad es una cantidad inestable: si fuese menor que la crítica debería ser mucho menor y si fuese mayor que la crítica debería ser mucho mayor; sin embargo las estimaciones sugieren que es cercana a la densidad crítica. Esto se entiende solamente si es exactamente igual a la densidad crítica. Una de las predicciones de la inflacin, es justamente que la densidad del universo debe ser igual a la densidad crítica. Existen muchos otros motivos para convencernos de que la inflacin tuvo lugar realmente a pesar de que ese hecho sucedien un tiempo tan lejano que es imposible obtener una observacin directa. La certeza que los físicos tienen de la existencia del período de inflacin es tan grande como la que los paleontlogos tienen de la existencia de los dinosaurios.
Mencionamos antes, que la cultura puede sentirse orgullosa del conocimiento que se tiene sobre lo acontecido en la era de radiacin y materia. Con la era de la inflacin el orgullo no es tan grande. No poseemos una nica descripcin terica de la inflacin sino que tenemos varios esquemas alternativos y la falta de datos experimentales y de observaciones astronmicas no nos permite todavía discernir entre esas alternativas.
Ya vimos que la teoría de relatividad general y la mecánica cuántica presentan la posibilidad de existencia de un tipo de campo que tiene las características de expansin como la que acontecidurante la era de inflacin. Esto es un logro importante. Así, podemos pensar que el universo durante la inflacin en vez de contener partículas en movimiento (como sucederá un instante más tarde durante la era de materia y radiacin) estaba compuesto por un campo que podemos llamar “inflatn”. Una característica asombrosa de este campo es que la regin que ocupa se expande exponencialmente como es requerido por la inflacin. Otra característica importante de este campo es que su densidad de energía es constante o sea cuando aumenta de tamao, también aumenta la energía pero esto no significa creacin de energía en violacin del conocido principio de conservacin: a medida que el campo crece de tamao su energía aumenta pero en la misma medida aumenta la energía potencial gravitatoria, que es negativa y ambas se cancelan. La misma cantidad total de energía inicial, que puede ser muy pequea, se conserva pero la componente positiva de energía y la negativa gravitatoria pueden hacerse enormes. Justamente, esa enormidad de energía es la que se transformará en las partículas en movimiento en la era de radiacin y materia.
Las fluctuaciones cuánticas son importantes para brindar una posibilidad de inicio del universo sin un creador externo. Es en efecto posible que en los tiempos extremadamente cortos de la era de la inflacin, un campo inflatn apareciera como fluctuacin del vacío y, dadas sus características gravitatorias, iniciara la expansin inflacionaria que dio origen al universo como lo hemos descripto. Disponemos entonces de teorías físicas que pueden explicar la inflacin del universo pero existen muchos interrogantes que deberán ser resueltos para lograr una descripcin plenamente satisfactoria. Uno de esos interrogantes es cmo se detiene la inflacin en t=10-32 segundos, cuando comienza la era de radiacin y materia. Una posibilidad para explicar el fin de la inflacin es que el inflatn es un campo que está en un estado inestable, como por ejemplo podría ser una fina varilla parada en posicin vertical sobre uno de sus extremos. Después de un tiempo corto, el inflatn decae espontáneamente (la varilla cae) y toda su energía se materializa y se transforma en las partículas que existen en el inicio de la era de radiacin y materia (quarks, electrones, y otras). El universo hace así un cambio de fase, una transicin espontánea en que toda la energía del inflatn se transforma en materia y radiacin. El campo en brutal expansin se transforma en partículas y la expansin inflacionaria se detiene dando lugar a la expansin normal del universo por la inercia de las partículas en movimiento. Existen decenas de propuestas tericas con diferentes detalles de cmo se produce el cambio de fase que detiene la inflacin y desafortunadamente no disponemos an de criterios empíricos para determinar cuál es la descripcin correcta de lo que realmente sucedidurante la era de la inflacin. Confiamos en que en el siglo XXI se podrán resolver esas ambigedades.
Si la era de radiacin y materia está caracterizada porque tenemos un buen conocimiento terico y experimental de lo acontecido, y la era de la inflacin está caracterizada porque tenemos varias propuestas tericas pero pocos datos empíricos para validarlas, entonces podemos caracterizar la era de Planck por una falta de propuestas tericas y también una falta de datos empíricos. Sobre el universo en este intervalo de tiempo, desde t=0 a t=10-43 segundos, sabemos poco y slo podemos hacer algunas especulaciones.
Ya se dijo que el tiempo de inicio de la era de radiacin y materia es increíblemente corto. Sin embargo, dentro de esa escala de tiempo podemos concebir la evolucin de un sistema físico de un estado a otro. De hecho, hemos visto que el universo cambiviolentamente en tiempos más cortos an durante la era de la inflacin. Los tiempos involucrados en la era de Planck son tan cortos que ningn sistema físico cambia en su transcurrir. Podemos considerar que en esta escala el tiempo pierde su capacidad de ordenar los eventos. Esto es, entre dos eventos separados por el tiempo de Planck, Tp=10-43 segundos, no podemos decir cuál de ellos es anterior al otro. Dentro del tiempo de Planck no hay pasado ni futuro; el tiempo de Planck es la duracin del instante físico. Relacionado con el tiempo de Planck Tp, también se define la longitud de Planck Lp=10-35m, que es la distancia que recorrería la luz durante el tiempo de Planck. De la misma manera que el tiempo de Planck es la duracin del instante, podemos decir que la longitud de Planck es la extensin del lugar. Dos puntos separados por Lp están juntos en el sentido que ningn proceso físico los puede diferenciar. La escala de Planck marca los límites de discernibilidad o de resolucin del espacio-tiempo. En algunos modelos tericos, se propone que el espacio-tiempo tiene una especie de estructura granular o como pequeas burbujas en una espuma con pequeos dominios de extensin Lp que aparecen y desaparecen en tiempos Tp.
Una cuestin importante durante la era de Planck es lo que sucede con las fluctuaciones cuánticas. Recordemos que segn la mecánica cuántica, es posible la emergencia de cierta cantidad de energía, de la nada y en aparente violacin de la conservacin de energía, durante un tiempo suficientemente corto al cabo del cual se reestablece el balance energético. Si el tiempo de “violacin” es muy corto la cantidad de energía puede ser grande y viceversa, en tiempos más largos solamente valores de energía muy pequeos son aceptables. ¿Qué pasa con las fluctuaciones cuánticas durante la era de Planck? Si las fluctuaciones existen durante la era de Planck y si tenemos en cuenta que los tiempos involucrados en esta era son increíblemente pequeos, resulta que la energía de esas fluctuaciones debe grande. Además, esa gran cantidad de energía está distribuida en regiones increíblemente pequeas y por lo tanto las fluctuaciones en la era de Planck están caracterizadas por tener una gigantesca densidad de energía. Tan grande es esa densidad de energía o de masa (recordemos que masa y energía son equivalentes) que la atraccin gravitatoria es tan grande que esa masa colapsa sobre sí misma como en un agujero negro. Las fluctuaciones en la era de Planck son agujeros negros que colapsan. Durante esta era, el universo no puede crecer a partir de una fluctuacin porque éstas se devoran a sí mismas. Son intentos frustrados. Esto cambia cuando entramos en la era de la inflacin en la que las distancias y los tiempos son mayores y la atraccin gravitatoria de las fluctuaciones no es suficiente para colapsarlas. Recién entonces, de una fluctuacin cuántica puede emerger un campo inflatn que inicia la brutal expansin que caracteriza dicha era. Para aclarar esto podemos acudir a una metáfora y pensar que durante la era de Planck, el espacio-tiempo es como una matriz que no ha llegado an al estado de madurez requerido para que pueda crecer el germen que dará nacimiento al universo. La fertilidad es alcanzada después, en la era de la inflacin, en que empieza a crecer el universo en forma explosiva. Antes de eso el universo devoraba a sus propios hijos como lo hacía el dios Chronos (Saturno) terriblemente representado por F. Goya.
Francisco de Goya
Saturno devorando a uno de sus hijos (1819-1823)
Para la escala de Planck no tenemos an una teoría física que nos permita describir el comportamiento de los sistemas físicos. Dicha teoría debería contener simultáneamente la relatividad general de Einstein y la mecánica cuántica. Existen varios intentos de formular dicha teoría pero ninguno es
totalmente satisfactorio. El desarrollo de esta teoría será una de las principales tareas de la física terica del siglo XXI. En ausencia de esa teoría, es poco lo que podemos asegurar sobre el aspecto del universo en la escala de Planck que marca el propio inicio del universo. La era de Planck marca el inicio del espacio-tiempo-energía que por el momento podemos imaginar como fluctuaciones cuánticas frustradas, pero solamente con el desarrollo de una teoría adecuada podremos adquirir cierta certeza de cmo era el universo en su inicio.
En resumen de todo lo anterior, podemos presentar la leyenda que los científicos han desarrollado para el origen y evolucin del universo. Esta leyenda es fascinante y está llena de poesía pero se diferencia esencialmente de las otras leyendas de la creacin, presentada por los mitos y religiones, en que ésta es fundada, o sea, responde a criterios de validacin empírica, si no en todos sus aspectos, al menos en la mayoría de ellos y podemos tener la esperanza en que la ciencia logrará en el futuro, brindar un modelo nico y racional del universo sin intervencin divina. Las etapas principales de esta leyenda son,
Etapas Nada. Ni tiempo ni espacio ni materia (Vernichtende nichts).
Aparecen fluctuaciones cuánticas frustradas. Burbujas que se
autodevoran. Fluctuacin cuántica de un campo inflatn que explota. Cambio de fase: el inflatn deviene en quarks, leptones y radiacin. Expansin lenta con enfriamiento y formacin de protones, neutrones,
ncleos, átomos de hidrgeno y helio. Crecen las fluctuaciones de la densidad hasta que se encienden las
primeras estrellas y se organizan en galaxias. En las estrellas se fabrican los ncleos pesados. Explosiones de supernovas dispersan el polvo csmico. Formacin de nuevas estrellas y planetas. Crecimiento de la complejidad autoorganizada. Vida. Evolucin. Filosofía: el Homo Sapiens comienza a pensar. Primero fue agricultor
para vencer el hambre, después telogo para superar el miedo y al fin físico para entender el universo. Escribi la leyenda fundada del génesis.
DAVIES, P. (1994). Superfuerzas. Salvat Editores. DE LA TORRE, A. C. (2009). Universo sin dioses. Mar del Plata, EUDEM. GUTH, A. H. (1997). The Inflationary Universe. Perseus Books. HAWKING, S. (1988). Historia del Tiempo. Grijalbo. HOGAN, C. J. (1998). The Little Book of the Big Bang. Nueva York, Springer Verlag. LONGAIR, M. S. (1996). Our Evolving Universe. Cambridge University Press. PADMANABHAN, T. (1998). After the First Three Minutes. Cambridge University Press. PEACOCK, J. A. (1999). Cosmological Physics. Cambridge University Press. REES, M. (2000). Just Six Numbers. Lymington, Basic Books. WEINBERG, S. (2001). Facing Up. Harvard University Press.