1 Hubble y la expansión del universo.
Cuando Albert Einstein
formuló la teoría de la relatividad general, hace ahora un siglo, no podía
imaginar que nuestra visión del universo iba a cambiar de manera tan drástica.
Unos años después, Vesto Slipher y Edwin Hubble mostraban que los objetos
nebulosos que ahora llamamos galaxias se alejaban de nosotros a enormes
velocidades. George Lemaitre, usando las ecuaciones de Einstein y Alexander
Friedmann interpretó correctamente dichos desplazamientos como debidos a la
expansión del universo. Esto cautivó la imaginación de los cosmólogos y abrió
las puertas a la exploración de un posible origen del universo: si el universo
está hoy en expansión, eso es que en el pasado tuvo que estar más concentrado y
por tanto más caliente. Por otra parte, si el universo tuvo un origen, entonces
tenemos acceso a solo una región finita del universo (que llamamos universo
observable) que es aquella de la cual nos llega luz y cuyo tamaño es
aproximadamente la edad del universo por la velocidad de la luz. Hoy en día nos
llega luz de los confines del universo, en concreto del momento en que el
plasma caliente primigenio se enfrió por la expansión lo suficiente para que se
formaran los primeros átomos. Esta luz la detectamos en el rango de microondas
y constituye la imagen más antigua del universo.
Ahora bien, si el
universo está en expansión ¿qué agente actuó como disparador? La respuesta
curiosamente estaba implícita en las propiedades del fondo de radiación de
microondas. La luz de este fondo tiene un espectro de energía que corresponde a
una única temperatura, cualquiera que sea la dirección en la que miremos. Según
las ecuaciones de Einstein, esto no debería ser posible ya que fué emitida hace
miles de millones de años, cuando el universo era mucho más pequeño, y regiones
que hoy en día estan separadas por más de un grado en el cielo, entonces no
estaban en contacto causal, luego no podrían haberse puesto de acuerdo en
emitir fotones con la misma temperatura. A esas regiones causales se les conoce
como horizontes, y son una característica ineludible de la estructura del
espacio-tiempo.
2 Cosmología inflacionaria.
La
solución vino de la mano de la física de altas energías, que postuló un periodo
de expansión acelerada anterior a la formación de los primeros elementos,
llamado inflación. De manera que regiones que estaban en contacto causal
durante inflación dejaron de estarlo debido a la rápida expansión, que las sacó
fuera del horizonte. Más tarde, cuando la inflación termina y se genera toda la
materia, la expansión decelerada hace que vuelvan a entrar en el horizonte.
Luego la razón por la que vemos regiones separadas en el cielo con la misma
temperatura es una consecuencia directa de ese proceso inflacionario, que dio
el pistoletazo de salida a la expansión del universo. La dinámica responsable
de la inflación aún no se conoce. La teoría postula un campo escalar efectivo
similar al de Higgs cuya densidad de energía acelera el universo. El origen de
este proceso inflacionario bien podría ser una fluctuación cuántica del propio
espacio-tiempo, a escalas de energías próximas a las de la gravedad cuántica,
caracterizadas por la masa de Planck, diecinueve órdenes de magnitud mayor que
la masa del protón y muy lejos de poder ser explorada con los actuales
aceleradores de partículas.
3 Fluctuaciones
cuánticas y formación de galaxias.
La
enorme densidad de energía responsable del proceso inflacionario hizo que el
universo se expandiera al menos treinta órdenes de magnitud, hasta tamaños del
órden de un centímetro. Esta fenomenal expansión allanó cualquier grumo que
pudiera tener el universo primordial y lo hizo extraordinariamente plano (esto
es, Euclídeo). Lo interesante es que las propias fluctuaciones cuánticas del
campo del inflatón perturbaron la métrica del espacio-tiempo, dejando su huella
en forma de ondas, similar a las que deja la marea en la arena cuando se
retira. Al final de la inflación, la enorme densidad de energía se transformó
de forma explosiva (de ahí el nombre de “Big Bang”) en otras partículas de
materia y energía que llenaron esas huellas. Cuando observamos el fondo de
radiación de microondas se pueden ver los grumos de materia, en los cuales se
dispersan los fotones antes de viajar hacia nosotros, como pequeñas
desviaciones respecto a la temperatura común del fondo. Estas pequeñas perturbaciones
de materia fueron creciendo conforme se expandía el universo, hasta formar las
galaxias y cúmulos de galaxias. Las propiedades estadísticas de las
fluctuaciones en la temperatura del fondo de microondas y las perturbaciones en
la densidad de galaxias concuerdan entre sí y están de acuerdo con las
predichas por el paradigma de inflación. Sin embargo, estas fluctuaciones no
nos permiten todavía medir la escala de energía a la que este proceso ocurrió.
Para ello es necesario tener en cuenta que, además de grumos de densidad, la
inflación genera ondas gravitacionales, cuya amplitud es proporcional a la
escala de inflación. Si en un futuro próximo detectamos las huellas dejadas por
las ondas gravitacionales en la polarización del fondo de radiación, podremos
determinar dicha escala de energía. Hay varios experimentos tomando datos en
estos momentos y varios satélites propuestos, y su detección abriría la
exploración de nueva física a gran escala de energía, inalcanzable por los
actuales y futuros aceleradores de partículas.
4 El recalentamiento después de
Inflación: el Big Bang.
Como
hemos descrito antes, al final de inflación se genera toda la materia y energía
en un proceso explosivo asociado a la desintegración del campo del inflatón,
que llamamos el Big Bang. El proceso es tan violento que debió dejar un fondo
de ondas gravitacionales que eventualmente seremos capaces de detectar, aunque
su frecuencia típica está muy lejos del rango de sensitividad de los detectores
actuales como LIGO. Antes del Big Bang, la enorme expansión inflacionaria del
universo diluyó toda la materia que pudiera haber habido antes, luego solo
quedaba el campo homogéneo del inflatón, es decir, la entropía del universo era
aproximadamente cero. Con la fenomenal conversión de energía en el Big Bang se
formaron de golpe trillones de trillones de partículas (concretamente diez
elevado a noventa partículas), y por tanto una enorme entropía. Desde ese
momento, el univeso se expande lentamente de forma cuasiadiabática, sin
producción de entropía. En termodinámica cuántica hay un límite (descubierto
por Bekenstein) a la cantidad de entropía que puede almacenar una región finita
del espacio. La máxima entropía se alcanza cuando todo el sistema en dicha
región llega al equilibrio termodinámico. A pesar de la enorme producción de
partículas y entropía al final de inflación, el universo tenía un tamaño tan
grande que la máxima entropía que podía contener era aún mucho mayor que la
generada en el Big Bang. Eso ha permitido que en la evolución posterior del
universo sea posible tener procesos que creen estructuras ordenadas que
disminuyen la entropía, a costa de la entropía total del universo, que aumenta.
Hoy en día los procesos de formación de galaxias por colapso gravitacional son
capaces de crear orden porque aún nos queda un potencial enorme de aumento de
entropía antes de llegar al equilibrio termodinámico. Esto explica, entre otras
cosas, que sea posible que se dé la vida en nuestro universo, pues crea orden a
costa de la entropía total, algo que obsesionaba a Lord Kelvin y a Ludwig
Boltzmann a finales del s.XIX, que no entendían por qué no habíamos llegado ya
a la muerte térmica en un universo eterno e infinito. Luego inflación no solo
explica por qué es plano y homogéneo nuestro universo, sino que da el
pisoletazo de salida del Big Bang y determina las condiciones iniciales de baja
entropía que permiten la vida. Esta propiedad de inflación no suele discutirse,
pero resulta esencial para comprender nuestra existencia en el universo.
5 Metauniverso: la estructura a muy gran
escala del universo.
Nosotros observamos una
región finita del universo, aquella de la cual nos llegan fotones y ondas
gravitacionales desde el origen del universo. Esta región es una esfera
centrada en la Tierra, con radio aproximado de cuarenta y seis mil millones de
años luz, y constituye un horizonte físico. Puede parecer inmenso, inabarcable,
pero esa región no comprende todo el universo. Aunque no nos llegue luz,
sabemos que hay espacio-tiempo más allá de este horizonte ya que observamos que
nuestro universo observable es aproximadamente euclídeo, con una curvatura
espacial menor del 0.1%, luego al menos el espacio se extiende unas mil veces más
allá del universo observable.
En el contexto
de inflación, el universo es
esencialmente infinito, nuestra región del universo surgió hace trece mil
ochocientos millones de años, pasó por un periodo inflacionario y más tarde
decayó generando todo lo que vemos, pero hay regiones del universo muy alejadas
de nosotros que podrían estar aún sufriendo dicho proceso de expansión
acelerada. Es más, según el paradigma de inflación, dichas regiones podrían ser
muy distintas de la nuestra, incluso con distintas constantes fundamentales
como la masa del neutrino o la constante de interacción fuerte o el contenido
de materia oscura. Hablamos por tanto de un “metauniverso”, donde las
características locales no tienen por qué ser universales. Es cierto que esta
estructura a muy gran escala de universo está tan lejos que no tenemos ninguna
evidencia de su existencia, luego es más especulativo que ninguna de las otras
predicciones de inflación.
6 El futuro de la expansión del
universo.
En estos momentos
conocemos con bastante precisión el contenido de materia y energía del universo
observable. Sabemos que además de materia similar a aquella de la cual estamos
hechos, hay una enorme cantidad de materia oscura, posiblemente agujeros negros
primordiales, generados cuando el universo tenía menos de un segundo. También
hay una pequeñísima densidad de energía (así llamada oscura) responsable de la
aceleración actual del universo, que por el momento no somos capaces de
distinguirla de una constante cosmológica. Pues bien, el futuro de la expansión
del universo depende muy sensiblemente de la naturaleza de dicha energía
oscura. Si es una constante fundamental, entonces el universo se seguirá
expandiendo de forma acelerada y diluyéndose hasta que cada galaxia terminará
aislada, en lo que se conoce con el Big Chill. Alternativamente, si la energía
oscura decae en materia, como ocurrió al final de inflación, podría terminar en
un Big Crunch. Finalmente, si la energía oscura crece con el tiempo, entonces
la aceleración se hace cada vez mayor e incluso la estructura del
espacio-tiempo sufre un desgarro y terminamos con un Big Rip. Ninguna de las
tres alternativas son atractivas, pero su realización dependerá del contenido
de materia y energía del universo observable. Por ello se están estudiando
enormes cantidades de galaxias, en grandes regiones del espacio, para poder
determinar con mayor precisión cuál es la naturaleza de la energía oscura y por
tanto el destino del universo. Creo que el esfuerzo bien vale la pena.
Bibliografía:
“El universo inflacionario”, Alan Guth,
Investigación y Ciencia, Nº 94, Julio 1984
“El
universo inflacionario autoregenerante”, Andrei Linde, Investigación y Ciencia,
Nº 220, Julio 1995
“El
universo elegante”, Brian Green, Ed. Crítica, Drakontos (2006).
Juan
García-Bellido Capdevila
Doctor Física Teórica
Catedrático,
Universidad Autónoma de Madrid
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