Más rápido que la velocidad de la luz (18 page)

Sin embargo, lo que venimos diciendo es verdad en el contexto de una expansión normal, desacelerada. Toda la argumentación se viene abajo si consideramos una expansión acelerada o inflacionaria, pues en tal caso, en lo esencial, la distancia recorrida por la luz desde el comienzo de la inflación se vuelve infinita. La expansión es tan veloz que su efecto de estirar la distancia ya recorrida supera el movimiento de la luz. Por esa razón, se dice a veces que la expansión inflacionaria —o acelerada— es una expansión superlumínica, expresión vivida aunque no totalmente correcta. La cuestión radica en que, cuando hay expansión "con anfetaminas", la luz recorre una distancia finita pero la expansión es "más veloz que la luz" y estira infinitamente la distancia que separa el rayo de luz de su punto de origen.

Por consiguiente, la inflación abre los horizontes. Antes de la inflación, la totalidad del universo observable hoy en día era una porción diminuta del universo que estaba en contacto causal. Regiones aparentemente disociadas pudieron estar en comunicación y alcanzar una temperatura homogénea, así como la mezcla de agua fría y agua caliente genera una masa de agua uniformemente tibia. Durante el período de inflación, esa porción diminuta y homogénea se transformó en una región inmensa, mucho más grande que los 45.000 millones de años luz que podemos ver hoy. El problema del horizonte se nos presenta solamente cuando trasladamos la expansión debida al modelo estándar del
hot big bang
hacia el pasado, hasta el mismo instante cero. En cambio, si introducimos un breve período de expansión inflacionaria en la vida primigenia del universo, el problema del horizonte queda resuelto.

El problema de la planitud fue la víctima siguiente.

Ya hemos visto que la constante cosmológica tiene propiedades extravagantes, muy distintas de las que poseen los materiales corrientes que encontramos a diario. Primero y principal, ejerce un efecto gravitatorio de repulsión, algo realmente insólito. Segundo, tiene otra característica fuera de lo común: su densidad de energía no merma con la expansión, permanece constante.

Las formas habituales de materia se "diluyen" si las colocamos en un recipiente que luego se expande, porque el contenido se difunde por todo su interior, ley que se cumple por igual para los copos de maíz y para el polvo cósmico. Si tomamos 1 metro cúbico que contiene 1 kilogramo de polvo cósmico y duplicamos su volumen, la densidad se reduce a la mitad. Todavía tenemos 1 kilogramo de polvo que ahora ocupa el doble de volumen, de modo que su densidad es 0,5 kilogramo por metro cúbico.

No sucede lo mismo en el caso de Lambda: dadas las mismas circunstancias, obtendríamos una densidad de 1 kilogramo por metro cúbico aunque estuviéramos frente a un volumen de 2 metros cúbicos, y, por algún motivo, acabaríamos con 2 kilogramos aunque al principio sólo teníamos uno. Un recipiente de Lambda contiene la misma cantidad de kilogramos por metro cúbico aunque su volumen se duplique; por consiguiente, contiene el doble de la masa o la energía inicial.

Está insólita propiedad, como hemos visto, se debe a que Lambda es un material muy tenso, de modo que la energía del mar de Lambda aumenta de la misma manera en que una banda elástica de goma acumula energía cuando se la estira. No obstante, mientras que en el caso de la banda elástica el estiramiento significa un aporte muy pequeño a la energía interna, la tensión de Lambda es tan grande que la acumulación de energía compensa la "dilución" que genera la expansión. Esta última reduce la energía de Lambda, pero la tensión compensa exactamente esa reducción.

Precisamente, esa discrepancia entre el comportamiento de Lambda y el de la materia común y corriente nos llevó a formular el problema de la constante cosmológica. Un mínimo vestigio de Lambda no tardaría en producir un universo en el que no habría ninguna otra cosa, pues la expansión cósmica acarrearía una "dilución" de toda la materia normal, pero la densidad de Lambda seguiría constante. No mucho más tarde, no habría más que Lambda, señora del universo para toda la eternidad.

En algún sentido, el problema que plantea la constante cosmológica se parece al problema de la planitud. Los dos problemas son producto de las tendencias predominantes; en un caso, la curvatura, y en el otro, Lambda. Corresponde recordar que llamamos problema de la planitud a la inestabilidad del modelo de Friedmann. Habíamos visto que los modelos cosmológicos homogéneos pueden tener una geometría plana, ser esféricos o abiertos (también llamados seudoesféricos), y habíamos razonado que los modelos esféricos se curvarían cada vez más rápidamente hasta terminar cerrándose sobre sí mismos en un
big crunch
(gran colapso). Por el contrario, los modelos abiertos se abrirían cada vez más de modo que acabarían en un vacío estéril, desprovistos totalmente de materia. En cualquiera de los dos casos, la curvatura ejerce una suerte de dominio sobre la materia y el resultado sería algo muy distinto del universo en que vivimos.

Hasta aquí, no he hecho más que recapitular ideas que ya expuse. Ahora, llamaré la atención del lector sobre un asunto crucial que todavía no he mencionado. El problema de la planitud y el de Lambda tienen que ver con las tendencias antisociales de la curvatura y de Lambda, que procuran predominar sobre la materia común durante el transcurso de la expansión cósmica. Pero ¿qué sucede si hay una pulseada entre la curvatura y Lambda? ¿Cómo podrían interactuar el problema de la planitud y el de la constante cosmológica?

Alan Guth descubrió que uno de los dos villanos aniquilaría al otro: la imperiosa acción de la curvatura no sería un rival digno de la avasallante Lambda. Guth llegó a la conclusión de que un universo de geometría plana sólo resulta inestable por obra de la lucha entre la curvatura y la materia ordinaria. Enfrentada con Lambda, la curvatura perdería la batalla sin remedio, de modo que el resultado sería un universo de geometría plana (en el cual reinaría Lambda). Todo sucedería como si la curvatura
también
se "diluyera" por obra de la expansión, aunque a un ritmo más lento que el de la materia común. Así, la curvatura saldría ganando en la batalla contra la materia pero perdería la guerra frente a algo que no se reduce con la expansión, algo similar a la materia superfría o a la constante cosmológica.

Sin embargo, a diferencia de Lambda, la inflación no es una verdadera dictadura. La constante Lambda inflacionaria ejerce una parodia de dictadura y su dominio pronto acaba por voluntad propia cuando la materia superfría termina por "congelarse". La inflación es algo así como una constante cosmológica fingida, una Lambda transitoria que decae, transformándose en materia común cuando su tiempo se ha acabado. No obstante, mientras está en vigencia, ese símil de dictadura consigue eliminar violentamente a un enemigo menos poderoso: la curvatura. Finalizada esa tarea, se restablece la democracia y el dictador se convierte en materia común y corriente, o en radiación. Tal es la ingeniosa solución que ofrece la teoría inflacionaria para el problema de la planitud.

Para los lectores afectos a Omega, cociente entre la energía gravitatoria y la cinética durante la expansión, los procesos anteriores se pueden reformu-lar diciendo que, cuando predomina Lambda, el valor Omega igual a uno ya no es inestable y se transforma en eso que los científicos han bautizado como atractor (véase la figura 1). Todo depende exclusivamente del hecho de que Lambda tiene una tensión elevadísima y, por consiguiente, no se reduce con la expansión.

Figura 1: Un universo con Omega=1 se transforma en un atractor durante la inflación, de modo que la teoría inflacionaria resuelve el problema de la planitud.

Llegado a este punto, Alan recordó la conferencia de Dicke que había escuchado mucho antes. En su exposición, Dicke había dicho que el universo de un segundo de edad sólo podría haber sobrevivido hasta nuestros días si Omega estaba comprendido entre 0,99999999999999999 y 1,00000000000000001. Casi enseguida, calculó que una inflación bastante modesta reduciría la curvatura de tal modo que el universo de un segundo de edad podría exhibir un valor de Omega comprendido entre o, (varias páginas cubiertas de nueves) y 1, (varias páginas cubiertas de ceros) con un 1 al final. La inflación era un método muy eficaz para anular la curvatura y aportaba el "ajuste" necesario para resolver el problema de la planitud.

Al terminar el período inflacionario, el universo superfrío decae y se transforma en la materia y la radiación normales del modelo
hot big bang
, la constante cosmológica deja de actuar y la desorbitada expansión alimentada por anfetaminas cede el paso a la expansión desacelerada estándar que caracteriza la gravedad atractiva. Se reanuda el curso normal del
big bang
, pero las peores pesadillas se han conjurado. Además, el hecho de que el universo sea homogéneo pese a los horizontes desconectados ya no es producto de una mera coincidencia, pues todos los horizontes fueron al mismo jardín de infantes. La inestabilidad propia de los modelos sensatos del
big bang
(los de geometrías planas) tampoco es fuente de preocupación. El período inflacionario consiguió la sintonía fina del universo; a la hora de su nacimiento, le aportó la estabilidad necesaria para que pudiera sobrellevar las "inestabilidades" de su vida posterior.

El único problema que la teoría de la inflación no consigue resolver, desde luego, es el de Lambda, pues, en alguna medida, toda la teoría descansa sobre la constante cosmológica. Pero, si además de la constante temporaria que aporta la materia superfría hubiera también una constante cosmológica permanente, la inflación no la eliminaría. Tanto en el caso de la Lambda real como la fingida, la densidad de energía permanece constante durante la inflación; su tasa es fija. De ahí que la existencia de una constante cosmológica genuina pueda amenazar el universo en cualquier momento posterior a la inflación.

Sin embargo, la batalla estaba ganada en todos los otros frentes. La audaz estrategia de Guth consistió en utilizar uno de los enigmas que entraña el
big bang
para resolver los otros, lo que, en algún sentido, era volver la esfinge contra sí misma. La esfinge quedó gravemente herida, aunque no derrotada del todo, si bien de ahí en adelante sólo podía esgrimir una única arma. Tal fue la notable hazaña de la teoría inflacionaria del universo.

Para terminar la historia de la teoría inflacionaria, agregaré que el universo superfrío de Alan Guth resultó un mero accesorio del verdadero paradigma inflacionario. Por diversas razones técnicas, la propuesta inicial de Guth entrañaba errores fatales, pero a quién le importa: él fue el autor de la idea, aunque no le dio su ropaje definitivo. Es deplorable que muy a menudo todo el crédito de una idea novedosa se lo llevan los que ajustan los últimos detalles en lugar de los que la concibieron. Lee Smolin expresó esa situación como una dicotomía entre "los pioneros y los granjeros", pues con frecuencia se atribuye a los "granjeros" todo el prestigio que implica el descubrimiento de un territorio desconocido. Por suerte, esa actitud desdichada no triunfó en el caso de la inflación, y el hombre que trazó los mapas del nuevo territorio cosechó la fama que merecía.

Sin embargo, si hemos de ser justos, los que siguieron los pasos de Alan hicieron mucho más que ajustar detalles. Los físicos emplearon varios años de arduo trabajo en eliminar los defectos de la propuesta inicial, de modo que el producto final contenía muchas novedades cualitativas con respecto al modelo de Alan. En esa tarea estuvieron empeñados Paul Steinhardt y mi futuro colaborador Andy Albrecht
[25]
. En ese entonces, Andy era sólo un estudiante de posgrado y, siguiendo la tradición ya instalada en la historia de la ciencia, el excelente libro de Alan Guth,
The Inflationary
Universe
, está adornado con retratos de todos los científicos que intervinieron en el desarrollo de la teoría inflacionaria, excepto el de ese muchacho tan joven, Andy.

En la actualidad, en los modelos inflacionarios el super-enfriamiento ha sido reemplazado por mecanismos más efectivos que postulan un campo especial, el
inflatón
, capaz de generar un período de inflación cósmica y resolver todos los problemas cosmológicos (con la sola excepción de Lamb-da) sin tropezar con las dificultades que afectaron al primer modelo de Alan. Lamentablemente, nadie ha visto jamás un inflatón.

Para terminar, debo decir que nadie considera ya que el monopolo, que tanto preocupaba a Alan Guth en sus comienzos, sea un problema cosmológico. Una vez más, fue un paso accesorio en el camino hacia ideas más elevadas, pero lo irónico del caso es que la patología del monopolo se atribuye ahora a los modelos de la física de partículas y no a la cosmología. Francamente, quizás en el futuro veamos los enigmas cosmológicos como meros problemas accesorios. Estimularon la imaginación de los hombres de ciencia, pero las teorías del universo primigenio concebidas para resolverlos fueron mucho más trascendentes que las motivaciones iniciales. No hay duda de que esta afirmación es verdadera en el caso de la teoría inflacionaria, pero ésa es otra historia, que merece un libro aparte.

Terminaré este capítulo diciendo algo que a esta altura debe ser evidente para el lector: Alan no fracasó en su carrera como físico y no terminó calculando derivadas a destajo. Después de cierto escepticismo inicial, los científicos advirtieron pronto el potencial que encerraba su teoría. De hecho, la teoría se hizo célebre de la noche a la mañana, y mucho antes de que el artículo de Alan apareciera publicado, la mayoría de las universidades estadounidenses más prestigiosas se disputaban su persona para que formara parte del cuerpo académico. A esta altura, el lector habrá advertido probablemente que tengo inclinaciones algo anárquicas o que, al menos, me incomoda la camisa de fuerza que imponen las figuras académicas consagradas y que reduce tanto nuestra creatividad. Sin embargo, no soy demasiado quisquilloso al respecto: a veces (por mero accidente), las figuras consagradas hacen lo que debe hacerse, como lo prueba la exitosa carrera de Alan Guth después del alocado curso que siguió la teoría inflacionaria.