MODELO COSMOLOGICO DE SUPERCUERDAS-2
Desde el tiempo de Planck, hasta una centésima de segundo ATB
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 10-35 segundos ATB, las fuerzas nucleares fuerte y débil, así como la fuerza electromagnética, eran todas ellas una sola «super» 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 H20 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. 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 H20. 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 cristalina de bloque, 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 H20 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 H20 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 1028 grados Kelvin, las tres fuerzas no gravitatorias se presentan como una sola, todo lo simétricas que pueden ser. Sin embargo, cuando la temperatura cayó por debajo de los 1028 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 divergir. 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 demuestran que no desapareció toda la simetría que existía a altas temperaturas: la fuerza nuclear débil y la fuerza electromagnética estaban todavía profundamente entremezcladas. Mientras el Universo seguía expandiéndose y enfriándose, no hubo grandes cambios hasta que la temperatura descendió a 1015 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.
Un rompecabezas cosmológico
La Cosmología de esta era posterior a Planck proporciona un marco elegante, coherente y manejable mediante cálculos para conocer el Universo remontándonos a los primeros momentos más breves posteriores a la explosión. Sin embargo, como ha sucedido con las teorías de mayor éxito, nuestras nuevas ideas plantean preguntas aún más precisas. De ello resulta que algunos de estos interrogantes, al mismo tiempo que no invalidan el escenario cosmológico estándar, sí que ilustran algunos aspectos incómodos que sugieren la necesidad de una teoría más profunda. Centrémonos en uno de ellos. Se llama el problema del horizonte y es uno de los temas más importantes dentro de la moderna Cosmología.
Estudios detallados de la radiación cósmica de fondo han demostrado que independientemente de la dirección del cielo en la cual se oriente la antena de las mediciones, la temperatura de esta radiación es la misma, salvo un error de aproximadamente una cienmilésima. Si lo pensamos durante un momento, nos daremos cuenta de que esto es bastante extraño. ¿Por qué sucede que diferentes lugares del Universo, separados por distancias enormes, tienen unas temperaturas que son tan similares? Una solución aparentemente natural de este rompecabezas es considerar que dos lugares diametralmente opuestos del Universo están muy alejados actualmente, pero, como unos gemelos separados al nacer, durante los primeros momentos de existencia del Universo, esos lugares (y todos los demás) se encontraban muy cerca.
Dado que surgieron de un punto de partida común, se podría pensar que no es del todo sorprendente que compartan algunos aspectos físicos, tales como la temperatura.
En la Cosmología estándar del big bang esta idea no es cierta. Veamos por qué. Un plato de sopa caliente se enfría gradualmente hasta llegar a la temperatura ambiente porque está en contacto con el aire que le rodea y éste está más frío. Si esperamos el tiempo suficiente, la temperatura de la sopa y del aire llegarán a ser la misma, debido al contacto mutuo. Pero si la sopa está en un termo, desde luego retendrá su calor durante mucho más tiempo, ya que hay mucha menos comunicación con el entorno exterior. Esto indica, que la homogeneización de la temperatura de dos cuerpos depende de que mantengan una comunicación prolongada y constante. Para comprobar la idea de que unas posiciones que estén actualmente separadas por grandes distancias en el espacio comparten la misma temperatura debido a su contacto inicial, debemos examinar la eficacia del intercambio de información entre ambas posiciones en el Universo inicial. Al principio se podría pensar que, dado que las posiciones estaban más cercanas en los primeros tiempos, la comunicación era aún más fácil. Sin embargo, la proximidad espaciales sólo una parte de la historia. La otra parte es la duración temporal.
Para examinar esto de una manera más completa, supongamos que estamos analizando una «película» de la expansión cósmica, pero revisémoslo al revés, rebobinando la película hacia atrás en el tiempo, desde el momento presente hasta el momento del big bang. Puesto que la velocidad de la luz constituye un límite a la velocidad con la que cualquier señal o información de cualquier tipo puede desplazarse, la materia de las dos regiones del espacio puede intercambiar energía de calentamiento y, por consiguiente, tener la oportunidad de llegar a una temperatura ordinaria sólo si la distancia entre ellas en un momento dado es menor que la distancia que la luz ha podido recorrer desde el momento del big bang. Por lo tanto, cuando rebobinamos la película hacia atrás en el tiempo, vemos que existe una competición entre la cercanía a la que llegan nuestras dos regiones y el tiempo que tenemos que hacer retroceder el reloj para que dichas regiones lleguen a esa posición.
Por ejemplo, si con el fin de conseguir que la separación entre las dos ubicaciones espaciales sea de unos 300.000 kilómetros hemos de rebobinar la película hasta menos de un segundo ATB, entonces, aunque están mucho más cerca, sigue sin haber modo de que ejerzan influencias mutuas, ya que la luz necesitaría un segundo completo para recorrer la distancia que los separa. Si para lograr una separación mucho menor, por ejemplo de unos 300 kilómetros, hemos rebobinado la película hasta menos de una milésima de segundo ATB, de nuevo se sigue la misma conclusión: no pueden ejercer influencia mutua, ya que en menos de una milésima de segundo la luz no puede recorrer los 300 kilómetros que los separan. Reiterando el mismo razonamiento, si hemos de rebobinar la película hasta menos de una milmillonésima de segundo ATB con el fin de que estas regiones se sitúen a menos de 30 centímetros de distancia, tampoco podrán ejercer ninguna influencia mutua, ya que no hay tiempo suficiente desde el momento de la explosión para que la luz haya recorrido esos 30 centímetros. Esto demuestra que, sólo porque dos puntos del Universo estén cada vez más cercanos entre sí a medida que retrocedemos hacia la explosión, no se da forzosamente el caso de que puedan haber tenido el contacto térmico -como el que se da entre la sopa y el aire- necesario para llegar a tener la misma temperatura.
Los físicos han demostrado que es precisamente este problema el que surge en el modelo estándar del big bang. Unos cálculos minuciosos muestran que no hay modo de que dos regiones del espacio que actualmente estén muy alejadas hayan tenido el intercambio de energía térmica que explicaría el hecho de que tengan la misma temperatura. Dado que la palabra horizonte se refiere a la máxima distancia a la que podemos ver -la distancia hasta la cual la luz puede viajar, por decirlo así- los físicos llaman el `problema del horizonte' al caso, no explicado aún, de la uniformidad de temperatura por toda la vasta extensión del Universo. La idea de rompecabezas no significa que la teoría cosmológica estándar esté equivocada. Pero la uniformidad de la temperatura es un claro indicio de que nos falta una parte importante de la historia cosmológica. En 1979, el físico Alan Guth, que trabaja en el Massachussets Institute of Technology, escribió el capítulo que falta...
CONTINUARÁ
© JAVIER DE LUCAS