El universo elegante (66 page)

Alrededor de mil millones de años más tarde, cuando el universo ya se había calmado sustancialmente con respecto a su frenético comienzo, las galaxias, las estrellas y, por fin, los planetas empezaron a emerger como conglomerados formados gravitacionalmente a partir de los primeros elementos fundamentales. Actualmente, unos 15 mil millones de años después de la explosión, nos podemos maravillar de la magnificencia del cosmos y también de nuestra capacidad colectiva para construir una teoría razonable y experimentalmente comprobable sobre el origen del cosmos.

Pero ¿hasta qué punto podemos
realmente
tener fe en la teoría del
big bang
?

Observando el universo con sus más poderosos telescopios, los astrónomos pueden ver la luz que emitieron las galaxias y los quásares unos pocos miles de millones de años después del
big bang
. Esto les permite verificar la expansión del universo, predicha por la teoría del
big bang
, hasta esta primera fase, y todo encaja perfectamente. Para comprobar la teoría hasta tiempos aún más remotos, los físicos y los astrónomos han de utilizar métodos más indirectos. Uno de los métodos más precisos incluye algo que se conoce como
radiación cósmica de fondo
.

Si alguna vez ha tocado usted un neumático de bicicleta después de inflarlo con aire vigorosa y completamente, sabe que resulta caliente al tacto. Esto es porque las cosas que se comprimen se calientan —este es el principio, por ejemplo, de la olla a presión, en la cual el aire se comprime en una cámara sellada para conseguir temperaturas de cocción inusualmente altas—. Razonando a la inversa, cuando algo logra descomprimirse —expandirse— se enfría. Si se remueve la válvula de una olla a presión —o, más espectacularmente, se deja escapar todo el aire que contiene— el aire se expande a su densidad ordinaria y se enfría a la temperatura ambiente. Esta es la ciencia que subyace a la frase «soltar el vapor», una aproximación familiar a «enfriar» una situación caliente. Aunque se trata de fenómenos sencillos de la física terrestre, resulta que estas sencillas observaciones tienen una profunda significación dentro del cosmos en su conjunto.

Vimos anteriormente que, después de que los electrones y los núcleos se unieran para formar átomos, los fotones quedaron libres para viajar sin obstáculos a través del universo, tal como los átomos de aire de una olla a presión caliente recién abierta. Y tal como el aire en la olla a presión se enfría cuando se suelta la válvula y se le permite expandirse, lo mismo es verdad para el «gas de fotones» que viaja por el universo mientras se expande. De hecho, algunos físicos, remontándonos a George Gamow y sus discípulos Ralph Alpher y Robert Hermann en la década de 1950, y Robert Dicke y Jim Peebles a mediados de la década de 1960; descubrieron que el universo actual tendría que estar impregnado por un baño casi uniforme de esos fotones iniciales, que, a lo largo de los últimos 15 mil millones de años de expansión cósmica, se han enfriado hasta una temperatura de unos pocos grados sobre el cero absoluto.
^[127]
En 1965, Arno Penzias y Robert Wilson, de los Laboratorios Bell de Nueva Jersey, realizaron accidentalmente uno de los más importantes descubrimientos de nuestra era, al detectar este resplandor crepuscular del
big bang
cuando estaban trabajando en una antena destinada a ser utilizada con los satélites de comunicaciones. Otras investigaciones posteriores han perfeccionado la teoría y las pruebas experimentales, culminando en unas mediciones realizadas por el satélite COBE
(Cosmic Background Explorer)
de la NASA a principios de la década de 1990. Con estos datos, los físicos y los astrónomos han confirmado con una alta precisión que el universo está lleno de radiaciones de microondas (si nuestros ojos fueran sensibles a las microondas veríamos un resplandor difuso en el mundo que nos rodea) cuya temperatura es de unos 2,7 grados sobre el cero absoluto, lo cual concuerda exactamente con las expectativas de la teoría del
big bang
. Concretamente,
en cada
metro cúbico del universo —incluido el que ocupa usted ahora mismo— hay, como media, unos 400 millones de fotones que constituyen en conjunto el amplio mar cósmico de la radiación de microondas, un eco de la creación. Un porcentaje de la «nieve» que usted ve en la pantalla del televisor, cuando desconecta el cable y sintoniza una emisora que ha terminado su horario de emisiones, se debe a esta leve secuela del
big bang
. Esta concordancia entre la teoría y los hechos experimentales confirma el relato del
big bang
que hace la cosmología en una retrospectiva que llega hasta el momento en que los fotones empezaron a moverse libremente por el universo, unos pocos cientos de miles de años «después de la explosión», es decir, «ATB»
(after the bang)
.

¿Podemos retroceder aún más con nuestra comprobación de la teoría del
big bang
hasta épocas anteriores? Sí podemos. Aplicando principios estándares de la teoría nuclear y de la termodinámica, los físicos pueden hacer predicciones concretas sobre la abundancia relativa de los elementos ligeros producidos durante el período de la síntesis nuclear primordial, que se sitúa entre una centésima de segundo y unos pocos minutos ATB. De acuerdo con la teoría, por ejemplo, alrededor del 23 por 100 del universo tendría que estar compuesto por helio. Midiendo la cantidad de helio que hay en las estrellas y en las nebulosas, los astrónomos han reunido pruebas con las que justificar que, de hecho, esta predicción es acertada. Quizá sean aún más impresionantes la predicción y la confirmación relativas a la cantidad de deuterio, ya que no hay esencialmente ningún proceso astrofísico, salvo el
big bang
, que pueda ser responsable de esta pequeña pero definida presencia del deuterio por todo el cosmos. La confirmación de estas cantidades, y más recientemente de la de litio, constituye una sensitiva comprobación de nuestros conocimientos sobre la física del universo inicial, remontándonos hasta la época de la síntesis primordial de estas cantidades.

Esto es tan impresionante que puede llevamos a un orgullo arrogante. Todos los datos de que disponemos confirman una teoría de la cosmología capaz de describir el universo desde aproximadamente una centésima de segundo ATB hasta el presente, unos 15 mil millones de años más tarde. Sin embargo, no deberíamos perder de vista el hecho de que el recién nacido universo evolucionó con una premura fenomenal. Unas diminutas fracciones de segundo —fracciones
mucho
menores que una centésima de segundo— constituyen épocas cósmicas durante las cuales quedaron fijadas por primera vez unas características del universo que habrían de mantenerse a muy largo plazo. Así, los físicos han continuado avanzando, intentando explicar cómo era el universo en épocas aún más tempranas. Dado que el universo se hace cada vez más pequeño, más caliente y más denso a medida que vamos hacia atrás, cada vez resulta más importante realizar una descripción mecánico-cuántica de la materia y de las fuerzas. Como ya hemos visto en capítulos anteriores, desde otros puntos de vista, la teoría de campos cuánticos de partículas puntuales funciona hasta que las energías típicas de las partículas se sitúan en torno a la energía de Planck. En un contexto cosmológico, esto sucedía cuando la totalidad del universo conocido cabía dentro de una nuez del tamaño de la longitud de Planck, produciendo una densidad tan grande que agota cualquier posibilidad de hallar una metáfora adecuada o una analogía iluminadora: la densidad del universo cuando había transcurrido el tiempo de Planck era sencillamente
colosal
. Con tales energías y densidades, la gravedad y la mecánica cuántica no pueden seguir tratándose como dos entidades separadas, tal y como aparecen en la teoría de campos cuánticos de partículas puntuales. En vez de esto, el mensaje central del presente libro es que con estas energías enormes, y con cualesquiera otras superiores, debemos apelar a la teoría de cuerdas. En términos temporales, nos encontramos con estas energías y densidades cuando hacemos pruebas con anterioridad al tiempo de Planck de 10
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segundos ATB, y por lo tanto este tempranísimo momento es la arena cosmológica de la teoría de cuerdas.

Vayamos hacia esta época, viendo primero lo que nos dice la teoría cosmológica estándar sobre lo que era el universo antes de una centésima de segundo ATB, pero después del tiempo de Planck.

Recordemos del capítulo 7 (especialmente de la Figura 7.1) que las tres fuerzas no gravitatorias parecen fusionarse unas con otras en el entorno intensamente caliente del universo primitivo. Los cálculos de los físicos sobre el modo en que varían las intensidades de estas tres fuerzas al variar la energía y la temperatura muestran que con anterioridad a unos 10
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segundos ATB, las fuerzas nucleares fuerte y débil, así como la fuerza electromagnética, eran todas ellas una sola «súper» fuerza o una «gran fuerza unificada». En este estado, el universo era mucho más simétrico que lo que es actualmente. Como sucede con la homogeneidad que aparece como consecuencia cuando un conjunto de metales diferentes se calienta hasta fundirse en un líquido sin grumos, las diferencias significativas entre las fuerzas tal como hoy en día las observamos quedaban borradas por los valores extremos de la energía y la temperatura que se daban en las etapas muy tempranas del universo. Pero, a medida que el tiempo transcurría y el universo se expandía y se enfriaba, según las fórmulas de la teoría cuántica de campos se demuestra que esta simetría se habría visto reducida drásticamente a lo largo de cierto número de pasos bastante abruptos que condujeron por fin a la forma comparativamente asimétrica que a nosotros nos resulta familiar.

No es difícil comprender las propiedades físicas que están detrás de tal reducción de la simetría o
ruptura de la simetría
, que es como se suele llamar en una terminología más precisa. Imaginemos un gran contenedor lleno de agua. Las moléculas de H
₂
O están repartidas uniformemente por todo el interior del contenedor e, independientemente del ángulo desde el cual la observemos, el agua tiene siempre el mismo aspecto. A continuación, observemos el contenedor cuando hacemos que la temperatura descienda. Al principio no sucede gran cosa. A escalas microscópicas, la velocidad media de las moléculas de agua disminuye, pero esto viene a ser todo. Sin embargo, cuando la temperatura en descenso llega a los 0 grados Celsius, vemos que, de repente, sucede algo drástico. El agua líquida empieza a congelarse y se convierte en hielo sólido. Como explicamos en el capítulo anterior, esto no es más que un sencillo examen de una transición de fase. Para nuestros propósitos actuales, lo importante es observar que la transición de fase da como resultado una disminución de la cantidad de simetría que presentan las moléculas de H
₂
O. Mientras el agua líquida tiene el mismo aspecto independientemente del ángulo desde el cual se contemple —posee simetría de rotación— el hielo sólido es diferente. Posee una estructura de bloque cristalina, lo que significa que si se observa con una precisión adecuada, parecerá diferente desde diferentes ángulos, igual que cualquier cristal. La transición de fase ha producido una disminución manifiesta de la cantidad de simetría de rotación.

Aunque sólo hemos explicado un ejemplo corriente conocido, el fenómeno es cierto en un ámbito más general: en muchos sistemas físicos, cuando hacemos que la temperatura descienda, en algún momento los sistemas experimentan una transición de fase que suele producir una disminución o «ruptura» de parte de sus simetrías anteriores. De hecho, un sistema puede atravesar una serie de transiciones de fase si se hace variar su temperatura en una gama de valores suficientemente amplia. Una vez más, el agua constituye un ejemplo sencillo de entender. Si comenzamos por observar el H
₂
O a más de 100 grados Celsius, tendremos un gas: el vapor de agua. En esta forma, el sistema posee aún más simetría que en su fase líquida, ya que ahora las moléculas de H
₂
O se han liberado de su forma líquida que las hace estar apiñadas y pegadas unas a otras. En forma de vapor, se mueven rápidamente por todo el contenedor, independientes unas de otras, sin formar grupos ni «pandillas» en los que los grupos de moléculas se distinguen unos de otros por la fuerte asociación, a expensas de estar esas moléculas separadas de otras. La democracia molecular prevalece a temperaturas suficientemente altas. Cuando hacemos que la temperatura descienda por debajo de los 100 grados, se forman gotas de agua mientras atravesamos una transición de fase gas— líquido, y la simetría se reduce. Si continuamos descendiendo a temperaturas aún más bajas, no sucede nada drástico hasta que pasamos los 0 grados Celsius, y es entonces cuando la transición de fase agua-líquida/hielo-sólido, tal como hemos mencionado anteriormente, produce otra disminución brusca de la simetría.

Los físicos creen que entre el tiempo de Planck y una centésima de segundo ATB, el universo se comportaba de un modo muy similar, pasando a través de al menos dos transiciones de fase análogas. A temperaturas superiores a 10
²⁸
1028 grados Kelvin, las tres fuerzas no gravitatorias se presentan como una sola, todo lo simétricas que pueden ser. (Al final de este capítulo comentaremos la inclusión, según la teoría de cuerdas, de la fuerza gravitatoria en esta fusión a altas temperaturas). Sin embargo, cuando la temperatura cayó por debajo de los 10
²⁸
grados Kelvin, el universo experimentó una transición de fase en la que las tres fuerzas cristalizaron de distintos modos abandonando su unidad anterior. Sus intensidades relativas y los detalles de su manera de actuar sobre la materia comenzaron a diverger. Así, la simetría que es evidente entre las fuerzas a altas temperaturas quedó rota cuando el universo se enfrió. No obstante, los trabajos de Glashow, Salam y Weinberg (véase el capítulo 5) demuestran que no desapareció toda la simetría que existía a altas temperaturas: la fuerza nuclear débil y la fuerza electromagnética estaban todavía profundamente entretejidas. Mientras el universo seguía expandiéndose y enfriándose, no hubo grandes cambios hasta que la temperatura descendió a 10
¹⁵
grados Kelvin, alrededor de 100 millones de veces la temperatura del centro del Sol. Entonces el universo atravesó otra transición de fase que afectó a las fuerzas nuclear débil y electromagnética. A esta temperatura, dichas fuerzas también cristalizaron en dos fuerzas separadas, saliendo de su unión anterior, que era más simétrica, y, cuando el universo se enfrió aún más, sus diferencias se fueron acentuando. Estas dos transiciones de fase son la causa de que existan las tres fuerzas no gravitatorias aparentemente distintas que funcionan en el universo, aunque esta revisión de la historia cósmica muestra que, de hecho, estas fuerzas están profundamente relacionadas entre sí.