La cosmología moderna: en que descubrimos que el universo no es grande, sino MUY grande; que no es el universo, sino un universo; y que toda la materia que podemos ver es un pequeño porcentaje de lo que hay; y a pesar de eso, sí somos importantes
Peter Hannan, Colegio Inglés Hidalgo, Zapopan, Jalisco
Introducción: visión ptolemáica
Vivimos en la época moderna , en una época dominada por la ciencia y la tecnología avanzada, ¿no? Pues, así nos gusta pensar: pero déjenme hacerles unas preguntas:
¿Te levantas cuando sale el sol?
¿Te gusta ver la puesta del sol?
Al mediodía, ¿dirías que el sol está arriba de nosotros?
Cuándo ves el cielo, ¿piensas en él como un domo que nos cubre?
Cuando ves las estrellas a noche, ¿ves cómo se mueven de oriente a occidente, a un paso de 15 grados por hora?
A media noche, ¿brilla el sol?
De día a día, no estamos en un mundo moderno; ni siquiera estamos en un mundo copernicano; vivimos todavía en un mundo ptolemaico, donde la tierra es el centro inmóvil, y los orbes celestes giran a nuestro alrededor. Si les hiciera estas preguntas, creo que no me entenderían fácilmente:
¿Te levantas cuando el divisor llega a nuestra longitud?
¿Te gusta ver el sol mientras el divisor está pasando nuestra longitud hacia el oeste?
Al mediodía, ¿estamos volteados directamente hacia el sol?
Cuando ves el cielo, ¿piensas que es una capa delgada de aire entre nosotros y el vacío del espacio?
Cuando ves las estrellas, ¿ves cómo estamos girando para poder ver las estrellas que están más hacia el este?
Así pensamos, así hablamos: 500 años después de Copérnico, todavía no hemos integrado la visión heliocéntrica en nuestra vida diaria – y por buenos motivos. Para nuestros propósitos prácticos, es mucho más fácil hablar y pensar así, y no nos causa errores. Pero les quiero avisar que la historia que les voy a contar va mucho más en contra de nuestros hábitos de pensar, y requiere que pongan a trabajar muy duro a su imaginación y su comprensión; entonces, que no les sorprenda si algunos conceptos les parecen difíciles o incomprensibles a primera vista. ¡Tengan paciencia! Para comprimir esta historia en 20 minutos, tengo que hacer unas presuposiciones sobre conocimientos previos que probablemente no deba hacer; pero en la discusión que sigue, habrá la oportunidad de clarificar esas presuposiciones.
¿Dónde estamos?
Vivimos en el tercer planeta de la estrella que llamamos el sol. Éste es el único lugar donde sabemos que la vida existe. De todos los miles de billones de seres que han vivido en este planeta, sólo un puñado de humanos han escapado de su campo gravitacional para aventurar más allá de los confines del planeta, y un puñado aun más pequeño ha pisado otro mundo, por períodos muy breves, y dependiendo completamente de llevar las condiciones de la vida consigo. (La distancia a este mundo, nuestra luna, es como una parte en quinientos de la distancia al sol.) Demasiados se han muerto en el intento.
Nuestra estrella es una de aproximadamente 100 billones de estrellas, la mayoría de ellas del mismo tamaño o menos que la nuestra, que constituyen ‘nuestra’ galaxia, un espiral con diámetro de cómo 100,000 (10 5 ) años luz. Nosotros estamos a como 30,000 (3 x 10 4 ) años luz del centro. La galaxia grande más cercana es la de Andrómeda, a como 2 millones (2 x 10 6 ) de años luz de distancia. Eso es relativamente cerca (sólo 20 veces el diámetro de nuestra galaxia), y estas dos galaxias se están acercando, con el resultado que dentro de 4 o 5 billones de años chocarán, o al menos se pasarán muy cerca.
Estas dos galaxias son los miembros más grandes del Grupo Local de galaxias, que tiene como 20 miembros atados por su gravitación mutua. El Grupo Local a su vez es parte de la Agrupación de Virgo, mucha más grande, que contiene unos cientos de galaxias. Y así sigue: finalmente, estamos en un universo de lo cual la parte observable mide unos 14 billones (1.4 x 10 10 ) de años luz en radio. En principio no podemos ver más lejos que eso, pero el universo podría ser muchísimo más grande.
El universo se está expandiendo, aunque esta expansión se aprecia fácilmente sólo a escalas de cientos de millones de años luz, arriba de la escala donde los efectos gravitacionales ‘locales’ (intergalácticos) detienen la expansión y producen movimientos de las galaxias hacia sí mismas.
¿Cuándo estamos?
Así como el tamaño del universo (observable o entero) es más inmenso de lo que tenemos la capacidad de concebir, así su edad es difícil de comprender. La edad del universo se calcula a base del modelo del universo en expansión: las mediciones que se necesitan para determinar la edad (distancias a las galaxias más lejanas, y el ritmo de expansión) son difíciles de hacer con precisión, pero se ha sabido desde hace 30 años que tiene entre 10 y 20 billones de años, y las observaciones y cálculos más recientes lo ponen en alrededor de 13.7 billones de años, que encaja bastante bien con las edades calculadas de las más antiguas estrellas observables.
El sistema solar donde vivimos tiene como 4.5 billones de años de existencia, una tercera parte de la edad del universo. Los planetas, la tierra y los demás, empezaron a existir dentro de unos millones de años del nacimiento del sol de una nube de hidrógeno, helio y polvo interestelares.
Durante el primer billón de años de su existencia, la tierra se estaba enfriando, y tenía condiciones que nosotros, las formas de vida modernas, consideraríamos extremadamente hostiles: un nivel muy alto de actividad volcánica y sísmica, una atmósfera de metano y dióxido de carbono, y bombardeos frecuentes de cometas, asteroides y otro escombro dejado por el período de la formación de planetas.
Las rocas más antiguas que se han encontrado en la superficie de la tierra se han datado a más o menos 3.5 billones de años, y según las interpretaciones de algunas personas, hay evidencia de vida sencilla en ellas. Esta fecha muy antigua para la vida todavía se debate, pero hay evidencia no impugnada de vida en rocas datadas a hace 2.5 – 3 billones de años. Sea lo que sea el resultado del argumento sobre las fechas exactas, está claro que la vida surgió relativamente temprano en la tierra, y en condiciones que nosotros consideraríamos no propicias.
Si ponemos el inicio de la vida en hace 3 billones de años, entonces los humanos modernos, que aparecieron en el escenario hace como 50,000 años, han existido el 0.00167% del tiempo en que ha habido vida en la tierra (0.00111% de la edad de la tierra).
De la astrofísica, sabemos que el sol está alrededor del medio de su ciclo de vida, y brillará normalmente por otros 3 – 4 billones de años (aunque con variaciones en su producción de energía que nos podrían afectar más pronto), luego pasará como un billón de años en una fase de gigante rojo, y finalmente colapsará después de 5 billones de años en un enano blanco.
El inicio de la cosmología científica: Einstein
Empecemos con una solución a problemas muy exitosa, que arrojó nuevos problemas interesantísimos: hablo de la Teoría de Relatividad General de Einstein, que se publicó en 1915. (A propósito, el nombre ‘relatividad’ es un error: sería mejor nombrarla ‘invariancia’, porque lo que logró Einstein fue mostrar matemáticamente cómo las leyes físicas no varían de un marco de referencia a otro.) Esta teoría fue el resultado de 10 años de trabajo duro para aplicar a la gravitación los principios de la Invariancia (relatividad) Especial, que trataba del electromagnetismo.
En esta explicación (que incluye la de Newton como una buena aproximación, válida para nuestra área del universo, donde no hay masas muy grandes, ni velocidades muy altas), no hay una fuerza de gravitación: más bien, cada masa tiene un efecto en el espacio alrededor, haciendo que sea curvado – mientras más masa, más curvatura. Objetos cerca de esta masa siguen líneas ‘rectas’ por medio del espacio curvado, así como si viajamos de Guadalajara a Londres, no viajamos en una línea recta como la de una regla, sino en una línea curvada sobre la superficie de la tierra redonda. Como dice John Wheeler, ‘La materia le dice al espacio cómo curvarse, el espacio le dice a la materia cómo moverse.’
Un resultado interesante que surgió de la teoría de Einstein, cuando él y otros la aplicaron al universo entero, es que no hay una solución que da un universo estable – o contrae, o expande. En ese tiempo, se pensaba todavía que nuestra galaxia era todo el universo, y que era estable: entonces, Einstein añadió otro elemento a sus ecuaciones, que él llamó la constante cosmológica, para dar el resultado de un universo estable – un tipo de ‘antigravitación’, pero sin explicación o justificación teórica.
La expansión descubierta
Mientras, al otro lado del Atlántico, los gringos empiristas, anti-teóricos, inconscientes del trabajo de Einstein, estaban haciendo grandes avances en las observaciones del cosmos. Primero, se estableció que muchas dizque nebulosas de hecho eran otras galaxias; luego, uno de ellos, Edwin Hubble, encontró que la mayoría de estas galaxias mostraba un desplazamiento hacia el rojo en sus espectros, y descubrió que mientras mas lejana la galaxia, mayor era este desplazamiento.
Se había descubierto que el universo está en expansión: aparte de las galaxias del grupo local, que están atadas por su mutua atracción gravitacional, todas las galaxias se están retrocediendo de nosotros, y mientras más lejanas, con mayor velocidad. Cuando se había establecido que el universo sí estaba expandiéndose, Einstein denominó a su introducción de la constante cosmológica como ‘el error más garrafal de mi vida’. (Es una injusticia pensar en Einstein como un genio, o una autoridad, infalible: pasó mucho de su vida persiguiendo ideas erróneas, y sus grandes ideas que resultaron confiables son el resultado de todo este trabajo.)
Atrás hacia el Gran Bum
Ahora bien, si el universo está en expansión, podemos imaginar la historia en revés, y extrapolar hacia el pasado para llegar a un tiempo cuando todo el universo se concentraba en un volumen muy pequeño, hasta en un punto. Si toda la materia / energía del universo está concentrada en un volumen pequeño, o en un punto, nos enfrentamos con una situación muy lejana de nuestra experiencia cotidiana, y surgen muchas preguntas.
¿Cómo era el universo temprano?
¿Cómo se dio el universo que ahora vemos, con grandes estructuras y gran complejidad?
¿Va a seguir la expansión, o va a haber una contracción?
Y muchas más.
El Gran Bum caliente y los elementos
Ya en los ’40, quedaba claro que el universo temprano era muy caliente (estamos hablando de miles de millones de grados): afortunada o desafortunadamente, los físicos de los ’40 ya tenían mucha experiencia y conocimiento de los procesos nucleares que suceden a estas altas temperaturas (habían trabajado en la construcción de la bomba atómica, y algunos ya estaban trabajando en la bomba de fusión de hidrógeno, basándose en la teoría de la fusión dentro de las estrellas). Resultó que el universo temprano era un lugar, o situación, o momento, muy sencillo, y que los conocimientos de la física de partículas subatómicas se podían aplicar para dar una buena explicación de cómo se dio la formación de los elementos más sencillos, hidrógeno y helio, y cómo con la expansión del universo las condiciones poco a poco propiciaron la formación de las primeras estrellas, las primeras galaxias, y todo lo que ahora observamos.
Unos físicos, como George Gamow, se pusieron a calcular cómo todos los elementos que conocemos se formaron en esta primera gran explosión, pero resultó que no podía haber sido así – la expansión redujo la temperatura y la presión de tal manera que apenas hidrógeno y helio se produjeron en cantidad en este inicio. ¿De dónde vinieron, entonces, los demás elementos?
Otros físicos, por varios motivos, no aceptaron la idea de un inicio, y proponían que el universo estaba en un estado estable, o constante; pero necesitaban explicar los elementos. Su gran trabajo fue demostrar cómo los elementos más masivos que el He se producen en las estrellas por procesos de fusión nuclear, y la muerte dramática de grandes estrellas en supernovas. Aunque la teoría de la ‘Gran Bum’ (ésta es una mejor traducción de ‘Big Bang’ que ‘Gran explosión’) ganó en la competencia entre las ideas, realmente se salvó por medio de esta contribución de sus oponentes. Incidentalmente, uno de estos oponentes, Sir Fred Hoyle, fue el que acuñó la frase ‘Gran Bum’, despectivamente.
Antes del Gran Bum
Pero la teoría del ‘Gran Bum realmente no era una teoría del inicio del universo, sino de qué pasó después del inicio. Este logro no está mal: aquí y ahora, a 13.7 billones de años después del inicio, la teoría del Gran Bum podía dar una explicación del universo que remontaba hasta el primer segundo. Quedaban, y aun quedan, muchos detalles por completar, pero los principios fundamentales estaban establecidos: la teoría rival, del estado constante, fue efectivamente refutada cuando en 1964 se descubrió la radiación a longitud de microondas que se difunde por todo el universo, y que se explica como la energía que se liberó entre 300,000 y 400,000 años después del inicio, cuando la temperatura bajó a unos 3,000 K, se formaron átomos, y el universo se hizo transparente a la luz. En ese entonces, la luz estaba de alta energía, con longitud de onda muy corta (rayos gamma); con la expansión, esta luz ha sufrido una extensión de su longitud de onda mientras viaja por el espacio, de tal manera que ahora está de baja energía (equivalente a una temperatura de 2.7 K, aprox. - 270 C).
Quedaron varios problemas como resultado del éxito de la teoría del Gran Bum:
El problema del horizonte: la radiación de trasfondo de microondas tenía muy cerca de la misma temperatura en todas direcciones, lo que implica que había estado en equilibrio térmico muy temprano – pero las distancias entre estas partes del universo eran más grandes de las que hubiera podido atravesar la luz en el tiempo disponible. Como nada puede estar en contacto más rápidamente que la velocidad de la luz, ¿cómo se pudo llegar al equilibrio térmico?
El problema de homogeneidad. La radiación de trasfondo de microondas era muy pareja: si el universo temprano era tan parejo, ¿cómo se pudieron desarrollar las grandes diferencias en densidad y estructura que observamos – estrellas, galaxias, grupos de galaxias, etc.?
Geometría. Parece que el universo, a grandes escalas, es plano – es decir, hay un balance casi exacto entre la tendencia de las galaxias a dispersarse por la expansión, y su tendencia a atraerse y colapsar por la gravitación. Para que sea así, la proporción entre la velocidad de expansión y la densidad de materia (incluyendo energía) tiene que estar casi exactamente en un punto crítico. Esta proporción se llama omega, y se pone como 1 para un universo plano, que está exactamente en este punto crítico; pero si esa proporción no es exactamente 1, es inestable con la expansión, y rápidamente se desvía hacia valores muy bajos o muy altos, lo que implica que estaba muy cerca de su valor de 1 (dentro de una parte en 10 15 ) al inicio. Pero no hubo ninguna explicación de por qué omega fuera exactamente 1.
La inflación
Una propuesta para resolver estos problemas surgió en 1981: la idea de que en una época muy temprana – a 10 –35 segundos – el universo pasó por una breve fase de expansión exponencial, que se llama ‘inflación’, y luego volvió a una expansión linear. Cuando Alan Guth, quien ideó esta teoría, la propuso, al inicio no se tomó muy en serio: un colega le dijo, ‘¡Y lo asombroso es que nos pagan por hacer esto!’ Pero pronto la comunidad de cosmólogos se dio cuenta de su valor. Los efectos de esta inflación son varios:
Resuelve el problema del horizonte: antes de la inflación, todo el universo tiene el tamaño de un átomo o menos, y hay tiempo para que llegue al equilibrio térmico; luego la inflación lleva a grandes distancias las partes del universo que ya estaban en equilibrio, y por eso el trasfondo es tan parejo.
En esta época tan temprana, los efectos probabilistas cuánticos tenían gran influencia, y las fluctuaciones al azar habrían producido áreas de mayor y de menor densidad: así, las grandes estructuras que ahora observamos son resultado de la magnificación, por la expansión, de variaciones cuánticas muy cerca del inicio.
Si se da una inflación exponencial, cualquier parte del universo se ve plana, de la misma manera de que si tomamos un globo, obviamente curvado, y lo inflamos al tamaño de la tierra, su superficie parecerá plana.
Una implicación de la inflación es que el universo observable es una pequeña parte del universo entero: el límite de observación es la distancia que la luz puede haber viajado en el tiempo que el universo ha existido, más o menos 13.7 billones de años luz, multiplicado por un factor de aprox. 3 por la expansión, es decir, como 44 billones de años luz. Pero, ¿qué hay más allá de este horizonte? Según cálculos de Andrei Linde, dentro de una variación de la teoría inflacionaria, el tamaño del universo entero es algo como
10 12
10
es decir, 1 seguido por mil billones de ceros (en la unidad de longitud que te guste, no importa). Otra manera de expresar el mismo punto es, si el universo observable es plano, pero hay algo de curvatura, nuestra parte del universo entero tiene que ser muy pequeña para que parezca plana (así como una cancha de futbol parece plana, por ser una pequeñísima fracción de la superficie de la tierra).
Debo mencionar que hay otras propuestas para explicar uno o más de los problemas que la inflación resuelve: por ejemplo, una implicación de la teoría de gravitación cuántica de lazos (‘loop quantum gravity’) es que la velocidad de fotones de alta energía sería más alta que la velocidad de la luz que aceptamos como el límite natural a base de la teoría de relatividad especial; dado que las temperaturas en el universo temprano eran muy altas, todos los fotones tendrían una energía muy alta, y así podrían viajar más rápido y lograr el equilibrio térmico. Se está buscando evidencia de este efecto, y si se confirmara, la teoría de inflación tendría al menos una competidora.
Materia oscura
Nos hemos acercado mucho al inicio, pero antes de acercarnos más, hay que tomar una pausa para preguntar, ¿dónde está la materia suficiente para dar una atracción gravitacional que hiciera plano al universo? Toda la masa que se puede observar en todas las galaxias suma a mucho menos de lo que se necesita para hacer el universo plano; y los cálculos de la formación de los primeros elementos (y esto realmente es física normal, basada en los conocimientos de la física nuclear) indican que la cantidad de materia, como la entendemos, no puede haber sido mucho más de lo que se observa, porque una mayor cantidad hubiera afectado la producción, en especial, de deuterio, en los primeros momentos.
Hay otros motivos por creer que existe una forma de materia que ejerce una fuerza gravitacional, pero no se puede ver (es decir, no interactúa con el electromagnetismo ni la fuerza nuclear fuerte, al menos): en los ’30, Fritz Zwicky notó que las estrellas en las afueras de las galaxias orbitaban a una velocidad mucha más alta de la que les permitiría quedarse en la galaxia si hubiera la gravitación de nada más las estrellas visibles; notó el mismo efecto en grupos de galaxias: galaxias estaban orbitando el centro de masa del grupo a velocidades que debían hacer que se salieran del grupo. Más recientemente, estos cálculos se han refinado, de tal manera que se estima que una galaxia tiene 10 veces la masa que se ve.
Nadie sabe bien qué es esta materia oscura; se esperaba que se podría explicar como materia normal (es decir, hecha de átomos como nosotros) en estrellas enanos cafés, planetas interestelares, y tal vez hoyos negros. Pero ya mencioné que la teoría (bien establecida) de reacciones nucleares en el inicio pone límites a la cantidad de materia normal que puede haber. Otra posibilidad son las partículas llamadas neutrinos, que se produjeron en grandes cantidades en el Gran Bum, y que en experimentos recientes parecen tener una masa pequeña; pero dado que estos neutrinos estaban muy veloces al inicio (es decir, calientes), hay problemas con la teoría de formación de galaxias, que requiere que la materia esté fría para permitir el colapso del gas inicial. La otra posibilidad es que esta materia sea algún tipo de partícula desconocida: no respondería a la fuerza electromagnética, ni a la fuerza nuclear; tal vez a la fuerza débil; y sí a la fuerza gravitacional. Algunas teorías que intentan unificar las fuerzas en una sola descripción postulan la existencia de una gran variedad de partículas todavía no vistas en experimentos, y algunas de éstas podrían ser la materia oscura. Pero hay al menos dos problemas: uno es encontrar un mecanismo para la producción de grandes cantidades de estas partículas (10 veces la cantidad de partículas normales) en el Gran Bum; y otro es, encontrar una explicación de por qué estas partículas no se han juntado y colapsado para formar hoyos negros – si no responden a la fuerza electromagnética ni la fuerza nuclear, no hay los mecanismos para detener el colapso que hay en estrellas hechas de materia normal. De todas maneras, hay buena evidencia para la materia oscura, a menos que queramos aceptar modificaciones profundas a la teoría de gravitación.
Así que, parece que la materia de que somos hechos (y todas las estrellas y planetas en todas las galaxias) forma algo como 10% de la masa en el universo – y la totalidad de esta masa, incluyendo la materia oscura, forma algo como 30% de la masa necesaria para hacer el universo plano. Vemos sus efectos, para no sabemos qué es.
Energía oscura
A finales de los ’90, se hizo un descubrimiento bastante sorprendente: dos equipos de astrónomos estaban usando supernovas (Tipo 1 a) muy distantes para medir la desaceleración de la expansión, y encontraron resultados extraños. En lugar de una desaceleración, como se esperaba, parecía que la expansión se está acelerando. Entonces, parece que ‘el error más garrafal’ de Einstein vuelve a tener validez: algo muy parecido a la constante cosmológica está impulsando la expansión.
Una explicación de lo que podría funcionar físicamente como una constante cosmológica viene del trato quantum-mecánico del vacío. Ya hacía varias décadas en la teoría cuántica el vacío se había tratado no como una nada, sino como un campo lleno de energía y partículas virtuales. Esta energía del vacío tendría propiedades extrañas, entre ellas, que ejercería una presión negativa. Ahora, Einstein había calculado que la presión en un cuerpo contribuye a su campo gravitacional, así como la energía (no en forma de masa) también tiene efectos gravitacionales. Ahora, si la energía del vacío produce una presión negativa, su efecto gravitacional es negativa, es decir es anti-gravitacional, y produce una repulsión. Además, toda la energía del vacío contribuye a la densidad de masa en el universo y su gravitación, y se calcula que esta contribución forma como 70% de la densidad que se requiere para hacer el universo plano. Hay varios problemas con esta explicación también, el principal siendo que, según los cálculos en la teoría cuántica del vacío, la densidad de energía en el vacío debe ser unos 10 120 veces mayor de lo que es.
Universo plano
Parece que el universo sí es plano, hasta el límite de las observaciones posibles; y ahora tenemos una explicación de cómo esto es posible. 70% de la densidad requerida está en la energía del vacío; 30% está en materia de un tipo u otro; y dentro de este 30% está la materia ‘normal’, la conocida por nosotros, que forma como 3% de la densidad del universo entero. Con Copérnico empezamos a darnos cuenta de que no estamos en el centro del universo, el punto más importante. ¡Vaya que hemos llegado muy lejos de esa idea! Pero hay más.
Nada puede surgir de la nada
El universo contiene cantidades masivas de energía, en varias formas. Una muy buena pregunta es, ¿de dónde salió toda esa energía? La energía es conservada, ¿verdad? Una muy buena respuesta es la siguiente, primero propuesta por Edward Tryon en los ’70: toda esa energía viene de la nada. En un seminario Tryon salió con un comentario que no se tomó en serio en ese momento entre sus colegas: ‘Tal vez el universo fue una fluctuación cuántica.’ Se refería al concepto cuántico del vacío que mencioné antes: hay energía en el vacío, y esa energía puede resultar en la apariencia de partículas virtuales; mientras más energía se requieren las partículas, en general más corta es su vida. Pero Tryon se dio cuenta de un hecho que no se había apreciado: mientras toda la masa y toda la energía del universo es muy grande, la energía de la gravitación es negativa, y estas dos cantidades se pueden cancelar para dar el resultado de cero energía.
Así que, tenemos que tener mucho cuidado con el concepto de ‘la nada’: el vacío cuántico no es una mera nada; y se puede llegar a una ‘nada’ entendible por varios caminos, por ejemplo sumando 9 y –9, o sumando 2 y –2, etc. Como dice Alan Guth, el universo es la más extrema ‘comida gratis’.
Los números importantes
Nuestro universo se puede caracterizar con unos 6 números, como lo explica Martin Rees en ‘Sólo seis números’: la proporción entre la fuerza de la gravitación y la electromagnética; la proporción de energía que se libera en reacciones nucleares (que depende de la fuerza de la interacción fuerte nuclear); la proporción entre la densidad de masa / energía y la velocidad de la expansión; la constante cosmológica; la taza de irregularidad en el universo; y, el número de dimensiones. De estos números, he mencionado los primeros 5 de una manera u otra. Resulta que cada uno de estos números tiene que ser muy bien afinado para que se dé un universo como el nuestro, donde hay estructura compleja, átomos interesantes, y tiempo y otras condiciones para el desarrollo de planetas y la vida.
Por ejemplo, si la gravitación fuera unas 100 veces más fuerte (de hecho, en comparación con la fuerza electromagnética, es extremadamente débil, y sólo ejerce su influencia porque es siempre atractiva), no habría estrellas con una vida larga, ni las condiciones en los planetas para que se desarrolle la vida.
Si la constante cosmológica hubiera seguido en su valor de la época de inflación por mucho más tiempo, o en un valor un poco más alto de lo que parece tener (que es muy pequeño), la expansión más rápida hubiera impedido la formación de estrellas y galaxias, y no estaríamos aquí para hacernos estas preguntas.
Si el universo tuviera 4 dimensiones, la gravitación se reduciría según el cubo de la distancia, y no habría órbitas estables de planetas, ni estrellas como las que vemos.
Y así para cada uno de los otros números.
Antes del inicio
Convencionalmente, se dice que el tiempo empezó con el universo y que no tiene sentido hablar de ‘antes’ de este inicio; pero, así como el pesimismo de los ’30 y ’40 ante la posibilidad de entender el Gran Bum desvaneció con los avances de los pioneros como George Gamow, creo que es una pregunta válida ‘¿Qué hubo antes?’
También, los valores de los 6 números que he mencionado parecen ser muy bien afinados para producir un universo que permite cosas interesantes como estrellas, árboles y humanos, y se requiere una explicación de este hecho.
Una respuesta a los valores afinados es, ‘Pues, ¡qué suerte!’ y dejarlo así. Tengo algo de simpatía con este estoicismo cosmológico, pero la suerte realmente es grande: se puede calcular que la probabilidad de que un universo con estas propiedades exista es algo como 1 en 10 220 (este cálculo, de Lee Smolin en ‘Tres caminos a la gravitación cuántica’, se trata de la probabilidad de que las constantes conspiraran para que haya carbón y su química).
Otra respuesta es, cuando se trata de infinidades, cualquier cosa improbable puede suceder: se propone que nuestro universo no es el único (hay un problema de lenguaje aquí, porque ‘universo’ significa ‘todo lo que hay’), sino uno de una serie infinita que surgen de un espacio primordial - el multiverso. Estos universos tendrán toda la gama de valores posibles para los varios números: muchos no serán lugares donde hay química, o estrellas y galaxias, muchos se colapsarán pronto, otros tendrán otras características; pero entre esta serie infinita, habrá algunos que sí tienen las condiciones adecuadas para estrellas y galaxias, y vida, y el nuestro está dentro de este grupo. Esta respuesta me parece bastante razonable, y deja abierta la posibilidad en un futuro de ofrecer una explicación más detallada de cómo se establecieron los valores de las constantes en nuestro universo. Y, claro está, no es de sorprenderse que nosotros existamos en un universo donde las condiciones sean propicias para la vida – simplemente no existiríamos si el universo no fuera así.
Hay investigaciones ahora para ver si esta prehistoria del universo puede haber dejado evidencias en el universo temprano que se podrían detectar examinando el trasfondo de microondas, o cuando podamos observar las ondas gravitatorias producidas por el inicio. Pero, aún si no se puede, tenemos buenas razones teóricas por aceptar la idea.
Somos tan pequeños en este universo (o multiverso) tan vasto
Hemos tenido un vistazo de cómo es nuestro universo: las vistas enormes de tiempo y espacio, los procesos violentos del inicio, y que todavía suceden en hoyos negros y otros fenómenos extremos, la improbabilidad de nuestra existencia, pueden tener un efecto depresivo en un ser humano, porque parece cuestionar el significado de nuestras vidas. Pero realmente no es así: lo que hace esta visión del cosmos es cuestionar algunas de nuestras creencias – y sí nos causará problemas, si nos identificamos con esas creencias, en lugar de dejarlas morir en nuestro lugar.
Les quiero ofrecer dos motivos por reconocer que sí somos importantes (hay más):
Podría ser, que en todo este vasto universo, este planeta es el único que ha desarrollado la vida, y la vida inteligente que somos nosotros. En este caso, lo que hay en la tierra es de infinito valor, y no estoy hablando de los seres humanos, sino de todas las formas de vida que existen aquí. El efecto saludable de la visión cosmológica es que nos quita a los seres humanos nuestro concepto inflado de nuestra importancia, derivado de cosmovisiones anticuadas, y nos pone firmemente en el contexto de toda la biosfera de que somos parte. Si esta disminución en nuestro auto-concepto nos brinda algo de humildad y compasión ante los demás seres que comparten este planeta, y los tratamos con el respeto que merecen, aportará beneficios incontables. Y si entramos en contacto con otros seres inteligentes, podría ser como dice David Brin (después de su novela ‘The Uplift War’): ‘Hay otro motivo por proteger a otras especies, una que casi nunca se menciona. Tal vez sí seamos los primeros en hablar y pensar y construir y aspirar, pero puede que no seamos los últimos. Otros podrán seguirnos en esta aventura. Algún día podría ser que seamos juzgados por cuán bien servimos, cuando solos velábamos por la tierra.’
El segundo motivo sí se trata de los seres humanos: es realmente impactante que podamos comprender el universo como lo hacemos. Esta comprensión ahora se extiende desde nuestro ámbito natural, de escala de un metro, hacia lo pequeño unos 10 35 veces, hasta el quantum de longitud, y hacia lo grande unos 10 27 veces, el radio del universo observable; y la seguimos extendiendo. Hay algo muy raro y especial en esta capacidad de comprensión. Parece que el universo ha producido unos seres, al menos, que son capaces de reflejar su propia grandeza y complejidad, y como somos parte del universo, no observadores externos, igual podemos decir que con nosotros el universo se ha hecho reflexivo.
Hay mucho que hacer, y no el menos importante es resolver nuestros problemas de sobrevivencia y convivencia en este planeta: tenemos la capacidad de entender el primer momento, hace casi 14 billones de años – seguramente, si nos aplicamos, podemos resolver nuestros problemas locales.
