miércoles, 16 de mayo de 2012

EL ORIGEN Y EL DESTINO DEL UNIVERSO


El Origen y El Destino del Universo 

La teoría de la relatividad general de Einstein, por sí sola, predijo que el espacio tiempo comenzó en la singularidad del big bang y que iría hacia un final, bien en la singularidad del big crunch [“gran crujido”, “implosión”] (si el universo entero se colapsase de nuevo) o bien en una singularidad dentro de un agujero negro (si una región local, como una estrella, fuese a colapsarse). Cualquier materia que cayese en el agujero sería destruida en la singularidad, y solamente el efecto gravitatorio de su masa continuaría sintiéndose afuera. Por otra parte, teniendo en cuenta los efectos cuánticos parece que la masa o energía de la materia tendría que ser devuelta finalmente al resto del universo, y que el agujero negro, junto con cualquier singularidad dentro de él, se evaporaría y por último desaparecería. ¿Podría la mecánica cuántica tener un efecto igualmente espectacular sobre las singularidades del big bang y del big crunch? ¿Qué ocurre realmente durante las etapas muy tempranas o muy tardías del universo, cuando los campos gravitatorios son tan fuertes que los efectos cuánticos no pueden ser ignorados? ¿Tiene de hecho el universo un principio y un final? Y si es así, ¿cómo son? Durante la década de los setenta me dediqué principalmente a estudiar los agujeros negros, pero en 1981 mi interés por cuestiones acerca del origen y el destino del universo se despertó de nuevo cuando asistí a una conferencia sobre cosmología, organizada por los jesuitas en el Vaticano. La Iglesia católica había cometido un grave error con Galileo, cuando trató de sentar cátedra en una cuestión de ciencia, al declarar que el Sol se movía alrededor de la Tierra. Ahora, siglos después, había decidido invitar a un grupo de expertos para que la asesorasen sobre cosmología. 
Al final de la conferencia, a los participantes se nos concedió una audiencia con el Papa. Nos dijo que estaba bien estudiar la evolución del universo después del big bang, pero que no debíamos indagar en el big bang mismo, porque se trataba del momento de la Creación y por lo tanto de la obra de Dios. Me alegré entonces que no conociese el tema de la charla que yo acababa de dar en la conferencia: la posibilidad que el espacio-tiempo fuese finito pero no tuviese ninguna frontera, lo que significaría que no hubo ningún principio, ningún momento de Creación. ¡Yo no tenía ningún deseo de compartir el destino de Galileo, con quien me siento fuertemente identificado en parte por la coincidencia de haber nacido exactamente 300 años después de su muerte! 
Para explicar las ideas que yo y otras personas hemos tenido acerca de cómo la mecánica cuántica puede afectar al origen y al destino del universo, es necesario entender primero la historia generalmente aceptada del universo, de acuerdo con lo se conoce como «modelo del big bang caliente». Este modelo supone que el universo se describe mediante un modelo de Friedmann, justo desde el mismo big bang. En tales modelos se demuestra que, conforme el universo se expande, toda materia o radiación existente en él se enfría. (Cuando el universo duplica su tamaño, su temperatura se reduce a la mitad). Puesto que la temperatura es simplemente una medida de la energía, o de la velocidad promedio de las partículas, ese enfriamiento del universo tendría un efecto de la mayor importancia sobre la materia existente dentro de él. A temperaturas muy altas, las partículas se estarían moviendo tan deprisa que podrían vencer cualquier atracción entre ellas debida a fuerzas nucleares o electromagnéticas, pero a medida que se produjese el enfriamiento se esperaría que las partículas se atrajesen unas a otras hasta comenzar a agruparse juntas. Además, incluso los tipos de partículas que existiesen en el universo dependerían de la temperatura. A temperaturas suficientemente altas, las partículas tendrían tanta energía que cada vez que colisionasen se producirían muchos pares partícula/antipartícula diferentes, y aunque algunas de estas partículas se aniquilarían al chocar con antipartículas, se producirían más rápidamente de lo que podrían aniquilarse. A temperaturas más bajas, sin embargo, cuando las partículas que colisionasen tuvieran menos energía, los pares partícula/antipartícula se producirían menos rápidamente, y la aniquilación sería más rápida que la producción. 
Justo en el mismo big bang, se piensa que el universo tuvo un tamaño nulo, y por tanto que estuvo infinitamente caliente. Pero, conforme el universo se expandía, la temperatura de la radiación disminuía. Un segundo después del big bang, la temperatura habría descendido alrededor de diez mil millones de grados. Eso representa unas mil veces la temperatura en el centro del Sol, pero temperaturas tan altas como ésa se alcanzan en las explosiones de las bombas H. En ese momento, el universo habría contenido fundamentalmente fotones, electrones, neutrinos (partículas extremadamente ligeras que son afectadas únicamente por la fuerza débil y por la gravedad) y sus antipartículas, junto con algunos protones y neutrones. A medida que el universo continuaba expandiéndose y la temperatura descendiendo, el ritmo al que los pares electrón/antielectrón estaban siendo producidos en las colisiones habría descendido por debajo del ritmo al que estaban siendo destruidos por aniquilación. Así, la mayor parte de los electrones y los antielectrones se habrían aniquilado mutuamente para producir más fotones, quedando solamente unos pocos electrones. Los neutrinos y los antineutrinos, sin embargo, no se habrían aniquilado unos a otros, porque estas partículas interaccionan entre ellas y con otras partículas muy débilmente. Por lo tanto, todavía hoy deberían estar por ahí. Si pudiésemos observarlos, ello proporcionaría una buena prueba de esta imagen de una temprana etapa muy caliente del universo. Desgraciadamente, sus energías serían actualmente demasiado bajas para que los pudiésemos observar directamente. No obstante, si los neutrinos no carecen de masa, sino que tienen una masa propia pequeña, como en 1981 sugirió un experimento ruso no confirmado, podríamos ser capaces de detectarlos indirectamente: los neutrinos podrían ser una forma de «materia oscura», como la mencionada anteriormente, con suficiente atracción gravitatoria como para detener la expansión del universo y provocar que se colapsase de nuevo. 
Alrededor de cien segundos después del big bang, la temperatura habría descendido a mil millones de grados, que es la temperatura en el interior de las estrellas más calientes. A esta temperatura protones y neutrones no tendrían ya energía suficiente para vencer la atracción de la interacción nuclear fuerte, y habrían comenzado a combinarse juntos para producir los núcleos de átomos de deuterio (hidrógeno pesado), que contienen un protón y un neutrón. Los núcleos de deuterio se habrían combinado entonces con más protones y neutrones para formar núcleos de helio, que contienen dos protones y dos neutrones, y también pequeñas cantidades de un par de elementos más pesados, litio y berilio. Puede calcularse que en el modelo de big bang caliente, alrededor de una cuarta parte de los protones y los neutrones se habría convertido en núcleos de helio, junto con una pequeña cantidad de hidrógeno pesado y de otros elementos. Los restantes neutrones se habrían desintegrado en protones, que son los núcleos de los átomos de hidrógeno ordinarios. 
Esta imagen de una etapa temprana caliente del universo la propuso por primera vez el científico George Gamow en un famoso artículo escrito en 1948 con un alumno suyo, Ralph Alpher. Gamow tenía bastante sentido del humor; persuadió al científico nuclear Hans Bethe para que añadiese su nombre al artículo y así hacer que la lista de autores fuese «Alpher, Bethe, Gamow», como las tres primeras letras del alfabeto griego: alfa, beta, gamma. ¡Particularmente apropiado para un artículo sobre el principio del universo! En ese artículo, hicieron la notable predicción que la radiación (en forma de fotones) procedente de las etapas tempranas muy calientes del universo debe permanecer todavía hoy, pero con su temperatura reducida a sólo unos pocos grados por encima del cero absoluto (-273 OC). Fue esta radiación la que Penzias y Wilson encontraron en 1965. En la época en que Alpher, Bethe y Gamow escribieron su artículo, no se sabía mucho acerca de las reacciones nucleares de protones y neutrones. Las predicciones hechas sobre las proporciones de los distintos elementos en el universo primitivo eran, por tanto, bastante inexactas, pero esos cálculos han sido repetidos a la luz de un conocimiento mejor de las reacciones nucleares, y ahora coinciden muy bien con lo que observamos. Resulta, además, muy difícil explicar de cualquier otra manera por qué hay tanto helio en el universo. Estamos, por consiguiente, bastante seguros que tenemos la imagen correcta, al menos a partir de aproximadamente un segundo después del big bang. 
Tan sólo unas horas después del big bang la producción de helio y de otros elementos se habría detenido. Después, durante el siguiente millón de años, más o menos, el universo habría continuado expandiéndose, sin que ocurriese mucho más. 
Finalmente, una vez que la temperatura hubiese descendido a unos pocos miles de grados y los electrones y los núcleos no tuviesen ya suficiente energía para vencer la atracción electromagnética entre ellos, éstos habrían comenzado a combinarse para formar átomos. El universo en conjunto habría seguido expandiéndose y enfriándose, pero en regiones que fuesen ligeramente más densas que la media la expansión habría sido retardada por la atracción gravitatoria extra. Ésta habría detenido finalmente la expansión en algunas regiones, y habría provocado que comenzasen a colapsar de nuevo. Conforme se estuviesen colapsando, el tirón gravitatorio debido a la materia fuera de estas regiones podría empezar a hacerlas girar ligeramente. A medida que la región colapsante se hiciese más pequeña, daría vueltas sobre sí misma cada vez más deprisa, exactamente de la misma forma que los patinadores dando vueltas sobre el hielo giran más deprisa cuando encogen sus brazos. Finalmente, cuando la región se hiciera suficientemente pequeña, estaría girando lo suficientemente deprisa como para compensar la atracción de la gravedad, y de este modo habrían nacido las galaxias giratorias en forma de disco. 
Otras regiones, que por algún azar no hubieran adquirido rotación, se convertirían en objetos ovalados llamados galaxias elípticas. En éstas, la región dejaría de colapsarse porque partes individuales de la galaxia estarían girando de forma estable alrededor de su centro, aunque la galaxia en su conjunto no tendría rotación. 
A medida que el tiempo transcurriese, el gas de hidrógeno y helio de las galaxias se disgregaría en nubes más pequeñas que comenzarían a colapsarse debido a su propia gravedad. Conforme se contrajesen y los átomos dentro de ellas colisionasen unos con otros, la temperatura del gas aumentaría, hasta que finalmente estuviese lo suficientemente caliente como para iniciar reacciones de fusión nuclear. Estas reacciones convertirían el hidrógeno en más helio, y el calor desprendido aumentaría la presión, lo que impediría a las nubes seguir contrayéndose. Esas nubes permanecerían estables en ese estado durante mucho tiempo, como estrellas del tipo de nuestro Sol, quemando hidrógeno para formar helio e irradiando la energía resultante en forma de calor y luz. Las estrellas con una masa mayor necesitarían estar más calientes para compensar su atracción gravitatoria más intensa, lo que haría que las reacciones de fusión nuclear se produjesen mucho más deprisa, tanto que consumirían su hidrógeno en un tiempo tan corto como cien millones de años. 
Se contraerían entonces ligeramente, y, al calentarse más, empezarían a convertir el helio en elementos más pesados como carbono u oxígeno. Esto, sin embargo, no liberaría mucha más energía, de modo que se produciría una crisis, como se describió en el capítulo sobre los agujeros negros. Lo que sucedería a continuación no está completamente claro, pero parece probable que las regiones centrales de la estrella colapsarían hasta un estado muy denso, tal como una estrella de neutrones o un agujero negro. Las regiones externas de la estrella podrían a veces ser despedidas en una tremenda explosión, llamada supernova, que superaría en brillo a todas las demás estrellas juntas de su galaxia. Algunos de los elementos más pesados producidos hacia el final de la vida de la estrella serían arrojados de nuevo al gas de la galaxia, y proporcionarían parte de la materia prima para la próxima generación de estrellas. Nuestro propio Sol contiene alrededor de un 2 por 100 de esos elementos más pesados, ya que es una estrella de la segunda o tercera generación, formada hace unos cinco mil millones de años a partir de una nube giratoria de gas que contenía los restos de supernovas anteriores. La mayor parte del gas de esa nube o bien sirvió para formar el Sol o bien fue arrojada fuera, pero una pequeña cantidad de los elementos más pesados se acumularon juntos para formar los cuerpos que ahora giran alrededor del Sol como planetas al igual que la Tierra. 
La Tierra estaba inicialmente muy caliente y sin atmósfera. Con el transcurso del tiempo se enfrió y adquirió una atmósfera mediante la emisión de gases de las rocas. 
En esa atmósfera primitiva no habríamos podido sobrevivir. No contenía nada de oxígeno, sino una serie de otros gases que son venenosos para nosotros, como el sulfuro de hidrógeno (el gas que da a los huevos podridos su olor característico). 
Hay, no obstante, otras formas de vida primitivas que sí podrían prosperar en tales condiciones. Se piensa que éstas se desarrollaron en los océanos, posiblemente como resultado de combinaciones al azar de átomos en grandes estructuras, llamadas macromoléculas, las cuales eran capaces de reunir otros átomos del océano para formar estructuras similares. Entonces, éstas se habrían reproducido y multiplicado. En algunos casos habría errores en la reproducción. La mayoría de esos errores habrían sido tales que la nueva macromolécula no podría reproducirse a sí misma, y con el tiempo habría sido destruida. Sin embargo, unos pocos de esos errores habrían producido nuevas macromoléculas que serían incluso mejores para reproducirse a sí mismas. Éstas habrían tenido, por tanto, ventaja, y habrían tendido a reemplazar a las macromoléculas originales. De este modo, se inició un proceso de evolución que conduciría al desarrollo de organismos autorreproductores cada vez más complicados. Las primeras formas primitivas de vida consumirían diversos materiales, incluyendo sulfuro de hidrógeno, y desprenderían oxígeno. Esto cambió gradualmente la atmósfera, hasta llegar a la composición que tiene hoy día, y permitió el desarrollo de formas de vida superiores, como los peces, reptiles, mamíferos y, por último, el género humano. 
Esta visión de un universo que comenzó siendo muy caliente y se enfriaba a medida que se expandía está de acuerdo con la evidencia de las observaciones que poseemos en la actualidad. Sin embargo, deja varias cuestiones importantes sin contestar: 1) ¿Por qué estaba el universo primitivo tan caliente? 2) ¿Por qué es el universo tan uniforme a gran escala? ¿Por qué parece el mismo en todos los puntos del espacio y en todas las direcciones? En particular, ¿por qué la temperatura de la radiación de fondo de microondas es tan aproximadamente igual cuando miramos en diferentes direcciones? Es como hacer a varios estudiantes una pregunta de examen. Si todos ellos dan exactamente la misma respuesta, se puede estar seguro que se han copiado entre sí. Sin embargo, en el modelo descrito anteriormente, no habría habido tiempo suficiente a partir del big bang para que la luz fuese desde una región distante a otra, incluso aunque las regiones estuviesen muy juntas en el universo primitivo. De acuerdo con la teoría de la relatividad, si la luz no es lo suficientemente rápida como para llegar de una región a otra, ninguna otra información puede hacerlo. Así no habría ninguna forma en la que diferentes regiones del universo primitivo pudiesen haber llegado a tener la misma temperatura, salvo que por alguna razón inexplicada comenzasen ya a la misma temperatura. 
3) ¿Por qué comenzó el universo con una velocidad de expansión tan próxima a la velocidad crítica que separa los modelos que se colapsan de nuevo de aquellos que se expansionan indefinidamente, de modo que incluso ahora, diez mil millones de años después, está todavía expandiéndose aproximadamente a la velocidad crítica? Si la velocidad de expansión un segundo después del big bang hubiese sido menor, incluso en una parte, en cien mil billones, el universo se habría colapsado de nuevo antes que hubiese alcanzado nunca su tamaño actual. 
4) A pesar que el universo sea tan uniforme y homogéneo a gran escala, contiene irregularidades locales, tales como estrellas y galaxias. Se piensa que éstas se han desarrollado a partir de pequeñas diferencias de una región a otra en la densidad del universo primitivo. ¿Cuál fue el origen de esas fluctuaciones de densidad? La teoría de la relatividad general, por sí misma, no puede explicar esas características o responder a esas preguntas, debido a su predicción que el universo comenzó con una densidad infinita en la singularidad del big bang. En la singularidad, la relatividad general y todas las demás leyes físicas fallarían: no se podría predecir qué saldría de la singularidad. Como se ha explicado anteriormente, esto significa que se podrían excluir de la teoría el big bang y todos los sucesos anteriores a él, ya que no pueden tener ningún efecto sobre lo que nosotros observamos. El espacio-tiempo tendría una frontera, un comienzo en el big bang. 
La ciencia parece haber descubierto un conjunto de leyes que, dentro de los límites establecidos por el principio de incertidumbre, nos dicen cómo evolucionará el universo en el tiempo si conocemos su estado en un momento cualquiera. Estas leyes pueden haber sido dictadas originalmente por Dios, pero parece que él ha dejado evolucionar al universo desde entonces de acuerdo con ellas, y que él ya no interviene. Pero, ¿cómo eligió Dios el estado o la configuración inicial del universo? ¿Cuáles fueron las «condiciones de contorno» en el principio del tiempo? Una posible respuesta consiste en decir que Dios eligió la configuración inicial del universo por razones que nosotros no podemos esperar comprender. Esto habría estado ciertamente dentro de las posibilidades de un ser omnipotente, pero si lo había iniciado de una forma incomprensible, ¿por qué eligió dejarlo evolucionar de acuerdo con leyes que nosotros podíamos entender? Toda la historia de la ciencia ha consistido en una comprensión gradual que los hechos no ocurren de una forma arbitraria, sino que reflejan un cierto orden subyacente, el cual puede estar o no divinamente inspirado. Sería sencillamente natural suponer que este orden debería aplicarse no sólo a las leyes, sino también a las condiciones en la frontera del espacio-tiempo que especificarían el estado inicial del universo. Puede haber un gran número de modelos del universo con diferentes condiciones iniciales, todos los cuales obedecen las leyes. Debería haber algún principio que escogiera un estado inicial, y por lo tanto un modelo, para representar nuestro universo. 
Una posibilidad es lo que se conoce como condiciones de contorno caóticas. Éstas suponen implícitamente o bien que el universo es espacialmente infinito o bien que hay infinitos universos. Bajo condiciones de contorno caóticas, la probabilidad de encontrar una región particular cualquiera del espacio en una configuración dada cualquiera, justo después del big bang, es la misma, en cierto sentido, que la probabilidad de encontrarla en cualquier otra configuración.- el estado inicial del universo se elige puramente al azar. Esto significaría que el universo primitivo habría sido probablemente muy caótico-e irregular, debido a que hay muchas más configuraciones del universo caóticas y desordenadas que uniformes y ordenadas. 
(Si cada configuración es igualmente probable, es verosímil que el universo comenzase en un estado caótico y desordenado, simplemente porque abundan mucho más estos estados). Es difícil entender cómo tales condiciones caóticas iniciales podrían haber dado lugar a un universo que es tan uniforme y regular a gran escala, como lo es actualmente el nuestro. Se esperaría, también, que las fluctuaciones de densidad en un modelo de este tipo hubiesen conducido a la formación de muchos más agujeros negros primitivos que el límite superior, que ha sido establecido mediante las observaciones de la radiación de fondo de rayos gamma. 
Si el universo fuese verdaderamente infinito espacialmente, o si hubiese infinitos universos, habría probablemente en alguna parte algunas grandes regiones que habrían comenzado de una manera suave y uniforme. Es algo parecido al bien conocido ejemplo de la horda de monos martilleando sobre máquinas de escribir; la mayor parte de lo que escriben será desperdicio, pero muy ocasionalmente, por puro azar, imprimirán uno de los sonetos de Shakespeare. De forma análoga, en el caso del universo, ¿podría ocurrir que nosotros estuviésemos viviendo en una región que simplemente, por casualidad, es suave y uniforme? A primera vista esto podría parecer muy improbable, porque tales regiones suaves serían superadas en gran número por las regiones caóticas e irregulares. Sin embargo, supongamos que sólo en las regiones lisas se hubiesen formado galaxias y estrellas, y hubiese las condiciones apropiadas para el desarrollo de complicados organismos autorreproductores, como nosotros mismos, que fuesen capaces de hacerse la pregunta: ¿por qué es el universo tan liso? Esto constituye un ejemplo de aplicación de lo que se conoce como el principio antrópico, que puede parafrasearse en la forma «vemos el universo en la forma que es porque nosotros existimos». 
Hay dos versiones del principio antrópico, la débil y la fuerte. El principio antrópico débil dice que en un universo que es grande o infinito en el espacio y/o en el tiempo, las condiciones necesarias para el desarrollo de vida inteligente se darán solamente en ciertas regiones que están limitadas en el tiempo y en el espacio. Los seres inteligentes de estas regiones no deben, por lo tanto, sorprenderse si observan que su localización en el universo satisface las condiciones necesarias para su existencia. Es algo parecido a una persona rica que vive en un entorno acaudalado sin ver ninguna pobreza. 
Un ejemplo del uso del principio antrópico débil consiste en «explicar» por qué el big bang ocurrió hace unos diez mil millones de años: se necesita aproximadamente ese tiempo para que se desarrollen seres inteligentes. Como se explicó anteriormente, para llegar a donde estamos tuvo que formarse primero una generación previa de estrellas. Estas estrellas convirtieron una parte del hidrógeno y del helio originales en elementos como carbono y oxígeno, a partir de los cuales estamos hechos nosotros. Las estrellas explotaron luego como supernovas, y sus despojos formaron otras estrellas y planetas, entre ellos los de nuestro sistema solar, que tiene alrededor de cinco mil millones de años. Los primeros mil o dos mil millones de años de la existencia de la Tierra fueron demasiado calientes para el desarrollo de cualquier estructura complicada. Los aproximadamente tres mil millones de años restantes han estado dedicados al lento proceso de la evolución biológica, que ha conducido desde los organismos más simples hasta seres que son capaces de medir el tiempo transcurrido desde el big bang. 
Poca gente protestaría de la validez o utilidad del principio antrópico débil. Algunos, sin embargo, van mucho más allá y proponen una versión fuerte del principio. De acuerdo con esta nueva teoría, o hay muchos universos diferentes, o muchas regiones diferentes de un único universo, cada uno/a con su propia configuración inicial y, tal vez, con su propio conjunto de leyes de la ciencia. En la mayoría de estos universos, las condiciones no serían apropiadas para el desarrollo de organismos complicados; solamente en los pocos universos que son como el nuestro se desarrollarían seres inteligentes que se harían la siguiente pregunta: ¿por qué es el universo como lo vemos? La respuesta, entonces, es simple: si hubiese sido diferente, ¡nosotros no estaríamos aquí! Las leyes de la ciencia, tal como las conocemos actualmente, contienen muchas cantidades fundamentales, como la magnitud de la carga eléctrica del electrón y la relación entre las masas del protón y del electrón. Nosotros no podemos, al menos por el momento, predecir los valores de esas cantidades a partir de la teoría; tenemos que hallarlos mediante la observación. Puede ser que un día descubramos una teoría unificada completa que prediga todas esas cantidades, pero también es posible que algunas, o todas ellas, varíen de un universo a otro, o dentro de uno único. El hecho notable es que los valores de esas cantidades parecen haber sido ajustados sutilmente para hacer posible el desarrollo de la vida. Por ejemplo, si la carga eléctrica del electrón hubiese sido sólo ligeramente diferente, las estrellas, o habrían sido incapaces quemar hidrógeno y helio, o, por el contrario, no habrían explotado. Por supuesto, podría haber otras formas de vida inteligente, no imaginadas ni siquiera por los escritores de ciencia ficción, que no necesitasen la luz de una estrella como el Sol o los elementos químicos más pesados que son fabricados en las estrellas y devueltos al espacio cuando éstas explotan. No obstante, parece evidente que hay relativamente pocas gamas de valores para las cantidades citadas, que permitirían el desarrollo de cualquier forma de vida inteligente. La mayor parte de los conjuntos de valores darían lugar a universos que, aunque podrían ser muy hermosos, no podrían contener a nadie capaz de maravillarse de esa belleza. Esto puede tomarse o bien como prueba de un propósito divino en la Creación y en la elección de las leyes de la ciencia, o bien como sostén del principio antrópico fuerte. 
Pueden ponerse varias objeciones a este principio como explicación del estado observado del universo. En primer lugar, ¿en qué sentido puede decirse qué existen todos esos universos diferentes? Si están realmente separados unos de otros, lo que ocurra en otro universo no puede tener ninguna consecuencia observable en el nuestro. Debemos, por lo tanto, utilizar el principio de economía y eliminarlos de la teoría. Si, por otro lado, hay diferentes regiones de un único universo, las leyes de la ciencia tendrían que ser las mismas en cada región, porque de otro modo uno no podría moverse con continuidad de una región a otra. En este caso las únicas diferencias entre las regiones estarían en sus configuraciones iniciales, y, por lo tanto, el principio antrópico fuerte se reduciría al débil. 
Una segunda objeción al principio antrópico fuerte es que va contra la corriente de toda la historia de la ciencia. Hemos evolucionado desde las cosmologías geocéntricas de Ptolomeo y sus antecesores, a través de la cosmología heliocéntrica de Copérnico y Galileo, hasta la visión moderna, en la que la Tierra es un planeta de tamaño medio que gira alrededor de una estrella corriente en los suburbios exteriores de una galaxia espiral ordinaria, la cual, a su vez, es solamente una entre el billón de galaxias del universo observable. A pesar de ello, el principio antrópico fuerte pretendería que toda esa vasta construcción existe simplemente para nosotros. Eso es muy difícil de creer. Nuestro sistema solar es ciertamente un requisito previo para nuestra existencia, y esto se podría extender al conjunto de nuestra galaxia, para tener en cuenta la necesidad de una generación temprana de estrellas que creasen los elementos más pesados. Pero no parece haber ninguna necesidad ni de todas las otras galaxias ni que el universo sea tan uniforme y similar, a gran escala, en todas las direcciones. 
Uno podría sentirse más satisfecho con el principio antrópico, al menos en su versión débil, si se pudiese probar que un buen número de diferentes configuraciones iniciales del universo habrían evolucionado hasta producir un universo como el que observarnos. Si este fuese el caso, un universo que se desarrollase a partir de algún tipo de condiciones iniciales aleatorias debería contener varias regiones que fuesen suaves y uniformes y que fuesen adecuadas para la evolución de vida inteligente. 
Por el contrario, si el estado inicial del universo tuvo que ser elegido con extremo cuidado para conducir a una situación como la que vemos a nuestro alrededor, sena improbable que el universo contuviese alguna región en la que apareciese la vida. 
En el modelo del big bang caliente descrito anteriormente, no hubo tiempo suficiente para que el calor fluyese de una región a otra en el universo primitivo. Esto significa que en el estado inicial del universo tendría que haber habido exactamente la misma temperatura en todas partes, para explicar el hecho que la radiación de fondo de microondas tenga la misma temperatura en todas las direcciones en que miremos. 
La velocidad de expansión inicial también tendría que haber sido elegida con mucha precisión, para que la velocidad de expansión fuese todavía tan próxima a la velocidad crítica necesaria para evitar colapsar de nuevo. Esto quiere decir que, si el modelo del big bang caliente fuese correcto desde el principio del tiempo, el estado inicial del universo tendría que haber sido elegido verdaderamente con mucho cuidado. Sería muy difícil explicar por qué el universo debería haber comenzado justamente de esa manera, excepto si lo consideramos como el acto de un Dios que pretendiese crear seres como nosotros. 
En un intento de encontrar un modelo del universo en el cual muchas configuraciones iniciales diferentes pudiesen haber evolucionado hacia algo parecido al universo actual, un científico del Instituto Tecnológico de Massachussets, Alan Guth, sugirió que el universo primitivo podría haber pasado por un período de expansión muy rápida. Esta expansión se llamaría «inflacionaria», dando a entender que hubo un momento en que el universo se expandió a un ritmo creciente, en vez de al ritmo decreciente al que lo hace hoy día. De acuerdo con Guth, el radio del universo aumentó un millón de billones de billones (un 1 con treinta ceros detrás) de veces en sólo una pequeñísima fracción de segundo. 
Guth sugirió que el universo comenzó a partir del big bang en un estado muy caliente, pero más bien caótico. Estas altas temperaturas habrían hecho que las partículas del universo estuviesen moviéndose muy rápidamente y tuviesen energías altas. 
Como discutimos anteriormente, sería de esperar que a temperaturas tan altas las fuerzas nucleares fuertes y débiles y la fuerza electromagnética estuviesen unificadas en una única fuerza. A medida que el universo se expandía, se enfriaba, y las energías de las partículas bajaban. Finalmente se produciría lo que se llama una transición de fase, y la simetría entre las fuerzas se rompería: la interacción fuerte se volvería diferente de las fuerzas débil y electromagnética. Un ejemplo corriente de transición de fase es la congelación del agua cuando se la enfría. El agua líquida es simétrica, la misma en cada punto y en cada dirección. Sin embargo, cuando se forman cristales de hielo, éstos tendrán posiciones definidas y estarán alineados en alguna dirección, lo cual romperá la simetría del agua. 
En el caso del agua, si se es cuidadoso, uno puede «sobre enfriarla», esto es, se puede reducir la temperatura por debajo del punto de congelación (O "C) sin que se forme hielo. Guth sugirió que el universo podría comportarse de una forma análoga: la temperatura podría estar por debajo del valor crítico sin que la simetría entre las fuerzas se rompiese. Si esto sucediese, el universo estaría en un estado inestable, con más energía que si la simetría hubiese sido rota. Puede demostrarse que esa energía extra especial tendría un efecto antigravitatorio: habría actuado exactamente como la constante cosmológica que Einstein introdujo en la relatividad general, cuando estaba tratando de construir un modelo estático del universo. Puesto que el universo estaría ya expandiéndose exactamente de la misma forma que en el modelo del big bang caliente, el efecto repulsivo de esa constante cosmológica habría hecho que el universo se expandiese a una velocidad siempre creciente. 
Incluso en regiones en donde hubiese más partículas de materia que la media, la atracción gravitatoria de la materia habría sido superada por la repulsión debida a la constante cosmológica efectiva. Así, esas regiones se expandirían también de una forma inflacionario acelerada. Conforme se expandiesen y las partículas de materia se separasen más, nos encontraríamos con un universo en expansión que contendría muy pocas partículas y que estaría todavía en el estado sobre enfriado. Cualquier irregularidad en el universo habría sido sencillamente alisada por la expansión, del mismo modo que los pliegues de un globo son alisados cuando se hincha. De este modo, el estado actual suave y uniforme del universo podría haberse desarrollado a partir de muchos estados iniciales no uniformes diferentes.
En un universo tal, en el que la expansión fuese acelerada por una constante cosmológica en vez de frenada por la atracción gravitatoria de la materia, habría habido tiempo suficiente para que la luz viajase de una región a otra en el universo primitivo. Esto podría proporcionar una solución al problema planteado antes, de por qué diferentes regiones del universo primitivo tendrían las mismas propiedades. 
Además, la velocidad de expansión del universo se aproximaría automáticamente mucho a la velocidad crítica determinada por la densidad de energía del universo. 
Lo que explicaría por qué la velocidad de expansión es todavía tan próxima a la velocidad crítica, sin tener que suponer que la velocidad de expansión inicial del universo fuera escogida muy cuidadosamente. 
La idea de la inflación podría explicar también por qué hay tanta materia en el universo. Hay algo así como diez billones de billones de billones de billones de billones de billones de billones (un 1 con ochenta y cinco ceros detrás) de partículas en la región del universo que nosotros podemos observar. ¿De dónde salieron todas ellas? La respuesta es que, en la teoría cuántica, las partículas pueden ser creadas a partir de la energía en la forma de pares partícula/antipartícula. Pero esto simplemente plantea la cuestión de dónde salió la energía. La respuesta es que la energía total del universo es exactamente cero. La materia del universo está hecha de energía positiva. Sin embargo, toda la materia está atrayéndose a sí misma mediante la gravedad. Dos pedazos de materia que estén próximos el uno al otro tienen menos energía que los dos mismos trozos muy separados, porque se ha de gastar energía para separarlos en contra de la fuerza gravitatoria que los está uniendo. Así, en cierto sentido, el campo gravitatorio tiene energía negativa. En el caso de un universo que es aproximadamente uniforme en el espacio, puede demostrarse que esta energía gravitatoria negativa cancela exactamente a la energía positiva correspondiente a la materia. De este modo, la energía total del universo es cero. 
Ahora bien, dos por cero también es cero. Por consiguiente, el universo puede duplicar la cantidad de energía positiva de materia y también duplicar la energía gravitatoria negativa, sin violar la conservación de la energía. Esto no ocurre en la expansión normal del universo en la que la densidad de energía de la materia disminuye a medida que el universo se hace más grande. Sí ocurre, sin embargo, en la expansión inflacionario, porque la densidad de energía del estado sobre enfriado permanece constante mientras el universo se expande: cuando el universo duplica su tamaño, la energía positiva de materia y la energía gravitatoria negativa se duplican ambas, de modo que la energía total sigue siendo cero. Durante la fase inflacionario, el universo aumenta muchísimo su tamaño. De este modo, la cantidad total de energía disponible para fabricar partículas se hace muy grande. Como Guth ha señalado, «se dice que no hay ni una comida gratis. Pero el universo es la comida gratis por excelencia». 
El universo no se está expandiendo de una forma inflacionaria actualmente. Así, debería haber algún mecanismo que eliminase a la gran constante cosmológica efectiva y que, por lo tanto, modificase la velocidad de expansión, de acelerada a frenada por la gravedad, como la que tenemos hoy en día. En la expansión inflacionario uno podría esperar que finalmente se rompiera la simetría entre las fuerzas, del mismo modo que el agua sobre enfriada al final se congela. La energía extra del estado sin ruptura de simetría sería liberada entonces, y calentaría al universo de nuevo hasta una temperatura justo por debajo de la temperatura crítica en la que hay simetría entre las fuerzas. El universo continuaría entonces expandiéndose y se enfriaría exactamente como en el modelo del big bang caliente, pero ahora habría una explicación de por qué el universo se está expandiendo justo a la velocidad crítica y por qué diferentes regiones tienen la misma temperatura. 
En la idea original de Guth se suponía que la transición de fase ocurría de forma repentina, de una manera similar a como aparecen los cristales de hielo en el agua muy fría. La idea suponía que se habrían formado «burbujas» de la nueva fase de simetría rota en la fase antigua, igual que burbujas de vapor rodeadas de agua hirviendo. Se pensaba que las burbujas se expandieron y se juntaron unas con otras hasta que todo el universo estuvo en la nueva fase. El problema era, como yo y otras personas señalamos, que el universo estaba expandiéndose tan rápidamente que, incluso si las burbujas crecían a la velocidad de la luz, se estarían separando unas de otras, y por tanto no podrían unirse. El universo se habría quedado en un estado altamente no uniforme, con algunas regiones que habrían conservado aún la simetría entre las diferentes fuerzas. Este modelo del universo no correspondería a lo que observamos. 
En octubre de 1981, fui a Moscú con motivo de una conferencia sobre gravedad cuántica. Después de la conferencia di un seminario sobre el modelo inflacionario y sus problemas, en el Instituto Astronómico Sternberg. Antes solía llevar conmigo a alguien que leyese mis conferencias porque la mayoría de la gente no podía entender mi voz. Pero no había tiempo para preparar aquel seminario, por lo que lo di yo mismo, haciendo que uno de mis estudiantes graduados repitiese mis palabras. La cosa funcionó muy bien y me dio mucho más contacto con mis oyentes. 
Entre la audiencia se encontraba un joven ruso, Andrei Linde, del Instituto Lebedev de Moscú. Él proponía que la dificultad referente a que las burbujas no se juntasen podría ser evitada si las burbujas fuesen tan grandes que nuestra región del universo estuviese toda ella contenida dentro de una única burbuja. Para que esto funcionase, la transición de una situación con simetría a otra sin ella tuvo que ocurrir muy lentamente dentro de la burbuja, lo cual es totalmente posible de acuerdo con las teorías de gran unificación. La idea de Linde de una ruptura lenta de la simetría era muy buena, pero posteriormente me di cuenta que ¡sus burbujas tendrían que haber sido más grandes que el tamaño del universo en aquel momento! Probé que, en lugar de eso, la simetría se habría roto al mismo tiempo en todas partes, en vez de solamente dentro de las burbujas. Ello conduciría a un universo uniforme, como el que observamos. Yo estaba muy excitado por esta idea y la discutí con uno de mis alumnos, lan Moss. Como amigo de Linde, me encontré, sin embargo, en un buen aprieto, cuando, posteriormente, una revista científica me envió su artículo y me consultó si era adecuada su publicación. Respondí que existía el fallo que las burbujas fuesen mayores que el universo, pero que la idea básica de una ruptura lenta de la simetría era muy buena. Recomendé que el artículo fuese publicado tal como estaba, debido a que corregirlo le supondría a Linde varios meses, ya que cualquier cosa que él enviase a los países occidentales tendría que pasar por la censura soviética, que no era ni muy hábil ni muy rápida con los artículos científicos. 
Por otro lado, escribí un artículo corto con Ian Moss en la misma revista, en el cual señalábamos ese problema con la burbuja y mostrábamos cómo podría ser resuelto. 
Al día siguiente de volver de Moscú, salí para Filadelfia, en donde iba a recibir una medalla del instituto Franklin. Mi secretaria, Judy Fella, había utilizado su nada desdeñable encanto para persuadir a las British Airways que nos proporcionasen a los dos plazas gratuitas en un Concorde, como una forma de publicidad. Sin embargo, la fuerte lluvia que caía cuando me dirigía hacia el aeropuerto hizo que perdiéramos el avión. No obstante, llegué finalmente a Filadelfia y recibí la medalla. 
Me pidieron entonces que dirigiese un seminario sobre el universo inflacionario en la Universidad Drexel de Filadelfia. Di el mismo seminario sobre los problemas del universo inflacionario que había llevado a cabo en Moscú. Paul Steinhardt y Andras Albrecht de la Universidad de Pennsylvania, propusieron independientemente una idea muy similar a la de Linde unos pocos meses después. Ellos, junto con Linde, están considerados como los gestores de lo que se llama <<el nuevo modelo inflacionario>>, basado en la idea de una ruptura lenta de simetría. (El viejo modelo inflacionario era la sugerencia original de Guth de la ruptura rápida de simetría con la formación de burbujas). 
El nuevo modelo inflacionario fue un buen intento para explicar por qué el universo es como es. Sin embargo, yo y otras personas mostramos que, al menos en su forma original, predecía variaciones en la temperatura de la radiación de fondo de microondas mucho mayores de las que se observan. El trabajo posterior también ha arrojado dudas sobre si pudo ocurrir una transición de fase del tipo requerido en el universo primitivo. En mi opinión personal, hoy día el nuevo modelo inflacionario está muerto como teoría científica, aunque mucha gente no parece haberse enterado de su fallecimiento y todavía siguen escribiendo artículos como si fuese viable. Un modelo mejor, llamado modelo inflacionario caótico, fue propuesto por Linde en 1983. En él no se produce ninguna transición de fase o sobreenfriamiento. En su lugar, hay un campo de espín 0, el cual, debido a fluctuaciones cuánticas, tendría valores grandes en algunas regiones del universo primitivo. La energía del campo en esas regiones se comportaría como una constante cosmológica. Tendría un efecto gravitatorio repulsivo, y, de ese modo, haría que esas regiones se expandiesen de una forma inflacionaria. A medida que se expandiesen, la energía del campo decrecería en ellas lentamente, hasta que la expansión inflacionaria cambiase a una expansión como la del modelo del big bang caliente. Una de estas regiones se transformaría en lo que actualmente vemos como universo observable. 
Este modelo tiene todas las ventajas de los modelos inflacionarios anteriores, pero no depende de una dudosa transición de fase, y puede además proporcionar un valor razonable para las fluctuaciones en la temperatura de la radiación de fondo de microondas, que coincide con las observaciones. 
Este trabajo sobre modelos inflacionarios mostró que el estado actual del universo podría haberse originado a partir de un número bastante grande de configuraciones iniciales diferentes. Esto es importante, porque demuestra que el estado inicial de la parte del universo que habitamos no tuvo que ser escogido con gran cuidado. De este modo podemos, si lo deseamos, utilizar el principio antrópico débil para explicar por qué el universo tiene su aspecto actual. No puede ser, sin embargo, que cualquier configuración inicial hubiese conducido a un como el que observamos. 
Esto puede demostrarse un estado muy diferente para el universo en el momento actual, digamos uno con muchos bultos y muy irregular. Podrían usarse las leyes de la ciencia para remontar el universo hacia atrás en el tiempo, y determinar su configuración en tiempos anteriores. De acuerdo con los teoremas de la singularidad de la relatividad general clásica, habría habido una singularidad del tipo big bang. Si se desarrollase un universo como éste hacia adelante en el tiempo, de acuerdo con las leyes de la ciencia, se acabaría con el estado grumoso e irregular del que se partió. Así, tiene que haber configuraciones iniciales que no habrían dado lugar a un universo como el que vemos hoy. Por tanto, incluso el modelo inflacionario no nos dice por qué la configuración inicial no fue de un tipo tal que produjese algo muy diferente de lo que observamos. ¿Debemos volver al principio antrópico para una explicación? ¿Se trató simplemente de un resultado afortunado? Esto parecería una situación desesperanzado, una negación de todas nuestras esperanzas por comprender el orden subyacente del universo. 
Para poder predecir cómo debió haber empezado el universo, se necesitan leyes que sean válidas en el principio del tiempo. Si la teoría clásica de la relatividad general fuese correcta, los teoremas de la singularidad, que Roger Penrose y yo demostramos, probarían que el principio del tiempo habría sido un punto de densidad infinita y de curvatura del espacio-tiempo infinita. Todas las leyes conocidas de la ciencia fallarían en un punto como ése. Podría suponerse que hubiera nuevas leyes que fueran válidas en las singularidades, pero sería muy difícil incluso formular tales leyes en puntos con tan mal comportamiento, y no tendríamos ninguna guía a partir de las observaciones sobre cuáles podrían ser esas leyes. Sin embargo, lo que los teoremas de singularidad realmente indican es que el campo gravitatorio se hace tan fuerte que los efectos gravitatorios cuánticos se hacen importantes: la teoría clásica no constituye ya una buena descripción del universo. 
Por lo tanto, es necesario utilizar una teoría cuántica de la gravedad para discutir las etapas muy tempranas del universo. Como veremos, en la teoría cuántica es posible que las leyes ordinarias de la ciencia sean válidas en todas partes, incluyendo el principio del tiempo: no es necesario postular nuevas leyes para las singularidades, porque no tiene por qué haber ninguna singularidad en la teoría cuántica. 
No poseemos todavía una teoría completa y consistente que combine la mecánica cuántica y la gravedad. Sin embargo, estamos bastante seguros de algunas de las características que una teoría unificada de ese tipo debería tener. Una es que debe incorporar la idea de Feynman de formular la teoría cuántica en términos de una suma sobre historias. Dentro de este enfoque, una partícula no tiene simplemente una historia única, como la tendría en una teoría clásica. En lugar de eso se supone que sigue todos los caminos posibles en el espacio-tiempo, y que con cada una de esas historias está asociada una pareja de números, uno que representa el tamaño de una onda y el otro que representa su posición en el ciclo (su fase). La probabilidad que la partícula pase a través de algún punto particular, por ejemplo, se halla sumando las ondas asociadas con cada camino posible que pase por ese punto. Cuando uno trata realmente de calcular esas sumas, sin embargo, tropieza con problemas técnicos importantes. La única forma de sortearlos consiste en la siguiente receta peculiar: hay que sumar las ondas correspondientes a historias de la partícula que no están en el tiempo «real» que usted y yo experimentamos, sino que tienen lugar en lo que se llama tiempo imaginario. Un tiempo imaginario puede sonar a ciencia ficción, pero se trata, de hecho, de un concepto matemático bien definido. Si tomamos cualquier número ordinario (o «real») y lo multiplicamos por sí mismo, el resultado es un número positivo. (Por ejemplo, 2 por 2 es 4, pero también lo es -2 por -2). Hay, no obstante, números especiales (llamados imaginarios) que dan números negativos cuando se multiplican por sí mismos. (El llamado i, cuando se multiplica por sí mismo, da -1, 2i multiplicado por sí mismo da -4, y así sucesivamente). Para evitar las dificultades técnicas en la suma de Feynman sobre historias, hay que usar un tiempo imaginario. Es decir, para los propósitos del cálculo hay que medir el tiempo utilizando números imaginarios en vez de reales. 
Esto tiene un efecto interesante sobre el espacio-tiempo: la distinción entre tiempo y espacio desaparece completamente. Dado un espacio-tiempo en el que los sucesos tienen valores imaginarios de la coordenada temporal, se dice de él que es euclídeo, en memoria del antiguo griego Euclides, quien fundió el estudio de la geometría de superficies bidimensionales. Lo que nosotros llamamos ahora espacio-tiempo euclídeo es muy similar, excepto que tiene cuatro dimensiones en vez de dos. En el espacio-tiempo euclídeo no hay ninguna diferencia entre la dirección temporal y las direcciones espaciales. Por el contrario, en el espacio tiempo real, en el cual los sucesos se describen mediante valores ordinarios, reales, de la coordenada temporal, es fácil notar la diferencia: la dirección del tiempo en todos los puntos se encuentra dentro del cono de luz, y las direcciones espaciales se encuentran fuera. En cualquier caso, en lo que a la mecánica cuántica corriente concierne, podemos considerar nuestro empleo de un tiempo imaginario y de un espacio-tiempo euclídeo meramente como un montaje (o un truco) matemático para obtener respuestas acerca del espacio tiempo real. 
Una segunda característica que creemos que tiene que formar parte de cualquier teoría definitiva es la idea de Einstein que el campo gravitatorio se representa mediante un espacio-tiempo curvo: las partículas tratan de seguir el camino más parecido posible a una línea recta en un espacio curvo, pero debido a que el espacio-tiempo no es plano, sus caminos parecen doblarse, como si fuera por efecto de un campo gravitatorio. Cuando aplicamos la suma de Feynman sobre historias a la visión de Einstein de la gravedad, lo análogo a la historia de una partícula es ahora un espacio-tiempo curvo completo, que representa la historia de todo el universo. Para evitar las dificultades técnicas al calcular realmente la suma sobre historias, estos espacio-tiempos curvos deben ser euclídeos. Esto es, el tiempo es imaginario e indistinguible de las direcciones espaciales. Para calcular la probabilidad de encontrar un espacio-tiempo real con una cierta propiedad, por ejemplo, teniendo el mismo aspecto en todos los puntos y en todas las direcciones, se suman las ondas asociadas a todas las historias que tienen esa propiedad. 
En la teoría clásica de la relatividad general hay muchos espacio-tiempos curvos posibles diferentes, cada uno de los cuales corresponde a un estado inicial diferente del universo. Si conociésemos el estado inicial de nuestro universo, conoceríamos su historia completa. De forma similar, en la teoría cuántica de la gravedad hay muchos estados cuánticos diferentes posibles para el universo. De nuevo, si supiésemos cómo se comportaron en los momentos iniciales los espacio-tiempos curvos que intervienen en la suma sobre historias, conoceríamos el estado cuántico del universo. 
En la teoría clásica de la gravedad, basada en un espacio tiempo real, hay solamente dos maneras en las que puede comportarse el universo: o ha existido durante un tiempo infinito, o tuvo un principio en una singularidad dentro de algún tiempo finito en el pasado. En la teoría cuántica de la gravedad, por otra parte, surge una tercera posibilidad. Debido a que se emplean espacio-tiempos euclídeos, en los que la dirección del tiempo está en pie de igualdad con las direcciones espaciales, es posible que el espacio-tiempo sea finito en extensión y que, sin embargo, no tenga ninguna singularidad que forme una frontera o un borde. El espacio-tiempo sería como la superficie en la Universidad de California, en Santa Bárbara. Allí, junto con mi amigo y colega, Jim Hartle, calculamos qué condiciones tendría que cumplir el universo si el espacio-tiempo no tuviese ninguna frontera. Cuando volví a Cambridge, continué este trabajo con dos de mis estudiantes de investigación, Julian Luttrel y Jonathan Halliwell. 
Me gustaría subrayar que esta idea que tiempo y espacio deben ser finitos y sin frontera es exactamente una propuesta: no puede ser deducida de ningún otro principio. Como cualquier otra teoría científica, puede estar sugerida inicialmente por razones estéticas o metafísicas, pero la prueba real consiste en ver si consigue predicciones que estén de acuerdo con la observación. Esto, sin embargo, es difícil de determinar en el caso de la gravedad cuántica por dos motivos. En primer lugar, como se explicará en el próximo capítulo, no estamos aún totalmente seguros acerca de qué teoría combina con éxito la relatividad general y la mecánica cuántica, aunque sabemos bastante sobre la forma que ha de tener dicha teoría. En segundo lugar, cualquier modelo que describiese el universo entero en detalle sería demasiado complicado matemáticamente para que fuésemos capaces de calcular predicciones exactas. Por consiguiente, hay que hacer suposiciones simplificadoras y aproximaciones; e incluso entonces el problema de obtener predicciones sigue siendo formidable. 



Figura 8.1


Cada historia de las que intervienen en la suma sobre historias describirá no sólo el espacio-tiempo, sino también todo lo que hay en él, incluido cualquier organismo complicado, como seres humanos que pueden observar la historia del universo. 
Esto puede proporcionar otra justificación del principio antrópico, pues si todas las historias son posibles, entonces, en la medida en que nosotros existimos en una de las historias, podemos emplear el principio antrópico para explicar por qué el universo se encuentra en la forma en que está. Qué significado puede ser atribuido exactamente a las otras historias, en las que nosotros no existimos, no está claro. 
Este enfoque de una teoría cuántica de la gravedad sería mucho más satisfactorio, sin embargo, si se pudiese demostrar que, empleando la suma sobre historias, nuestro universo no es simplemente una de las posibles historias sino una de las más probables. Para hacerlo, tenemos que realizar la suma sobre historias para todos los espacio tiempos euclídeos posibles que no tengan ninguna frontera. 
Con la condición que no haya ninguna frontera se obtiene que la probabilidad de encontrar que el universo sigue la mayoría de las historias posibles es despreciable, pero que hay una familia particular de historias que son mucho más probables que las otras. Estas historias pueden imaginarse mentalmente como si fuesen la superficie de la Tierra, donde la distancia desde el polo norte representaría el tiempo imaginario, y el tamaño de un círculo a distancia constante del polo norte representaría el tamaño espacial del universo. El universo comienza en el polo norte como un único punto. A medida que uno se mueve hacia el sur, los círculos de latitud, a distancia constante del polo norte, se hacen más grandes, y corresponden al universo expandiéndose en el tiempo imaginario (figura 8.1). El universo alcanzaría un tamaño máximo en el ecuador, y se contraería con el tiempo imaginario creciente hasta un único punto en el polo sur. A pesar que el universo tendría un tamaño nulo en los polos norte y sur, estos puntos no serían singularidades, no serían más singulares de lo que lo son los polos norte y sur sobre la Tierra. Las leyes de la ciencia serían válidas en ellos, exactamente igual a como lo son en la Tierra. 
La historia del universo en el tiempo real, sin embargo, tendría un aspecto muy diferente. Hace alrededor de diez o veinte mil millones de años tendría un tamaño mínimo, que sería igual al radio máximo de la historia en tiempo imaginario. En tiempos reales posteriores, el universo se expandiría como en el modelo inflacionario caótico propuesto por Linde (pero no se tendría que suponer ahora que el universo fue creado en el tipo de estado correcto). El universo se expandiría hasta alcanzar un tamaño muy grande y finalmente se colapsaría de nuevo en lo que parecería una singularidad en el tiempo real. Así, en cierto sentido, seguimos estando todos condenados, incluso aunque nos mantengamos lejos de los agujeros negros. Solamente si pudiésemos hacernos una representación del universo en términos del tiempo imaginario no habría ninguna singularidad. 
Si el universo estuviese realmente en un estado cuántico como el descrito, no habría singularidades en la historia del universo en el tiempo imaginario. Podría parecer, por lo tanto, que mi trabajo más reciente hubiese anulado completamente los resultados de mi trabajo previo sobre las singularidades. Sin embargo, como se indicó antes, la importancia real de los teoremas de la singularidad es que prueban que el campo gravitatorio debe hacerse tan fuerte que los efectos gravitatorios cuánticos no pueden ser ignorados. Esto, de hecho, condujo a la idea que el universo podría ser finito en el tiempo imaginario, pero sin fronteras o singularidades. 
El pobre astronauta que cae en un agujero negro sigue acabando mal; sólo si viviese en el tiempo imaginario no encontraría ninguna singularidad. 
Todo esto podría sugerir que el llamado tiempo imaginario es realmente el tiempo real, y que lo que nosotros llamamos tiempo real es solamente una quimera. En el tiempo real, el universo tiene un principio y un final en singularidades que forman una frontera para el espacio-tiempo y en las que las leyes de la ciencia fallan. Pero en el tiempo imaginario no hay singularidades o fronteras. Así que, tal vez, lo que llamamos tiempo imaginario es realmente más básico, y lo que llamamos real es simplemente una idea que inventamos para ayudarnos a describir cómo pensamos que es el universo. Pero, de acuerdo con el punto de vista que expuse en el capítulo 1, una teoría científica es justamente un modelo matemático que construimos para describir nuestras observaciones: existe únicamente en nuestras mentes. Por lo tanto no tiene sentido preguntar: ¿qué es lo real, el tiempo «real» o el «imaginario»? Dependerá simplemente de cuál sea la descripción más útil. 
También puede utilizarse la suma sobre historias, junto con la propuesta de ninguna frontera, para averiguar qué propiedades del universo es probable que se den juntas. 
Por ejemplo, puede calcularse la probabilidad que el universo se esté expandiendo aproximadamente a la misma velocidad en todas las direcciones en un momento en que la densidad del universo tenga su valor actual. En los modelos simplificados que han sido examinados hasta ahora, esta probabilidad resulta ser alta; esto es, la condición propuesta de falta de frontera conduce a la predicción que es extremadamente probable que la velocidad actual de expansión del universo sea casi la misma en todas direcciones. Esto es consistente con las observaciones de la radiación de fondo de microondas, la cual muestra casi la misma intensidad en cualquier dirección. Si el universo estuviese expandiéndose más rápidamente en unas direcciones que en otras, la intensidad de la radiación de esas direcciones estaría reducida por un desplazamiento adicional hacia el rojo.
Actualmente se están calculando predicciones adicionales a partir de la condición que no exista ninguna frontera. Un problema particularmente interesante es el referente al valor de las pequeñas desviaciones respecto de la densidad uniforme en el universo primitivo, que provocaron la formación de las galaxias primero, de las estrellas después y, finalmente, de nosotros. El principio de incertidumbre implica que el universo primitivo no pudo haber sido completamente uniforme, debido a que tuvieron que existir algunas incertidumbres o fluctuaciones en las posiciones y velocidades de las partículas. Si utilizamos la condición que no haya ninguna frontera, encontramos que el universo tuvo, de hecho, que haber comenzado justamente con la mínima no uniformidad posible, permitida por el principio de incertidumbre. El universo habría sufrido entonces un período de rápida expansión, como en los modelos inflacionarios. Durante ese período, las no uniformidades iniciales se habrían amplificado hasta hacerse lo suficientemente grandes como para explicar el origen de las estructuras que observamos a nuestro alrededor. En un universo en expansión en el cual la densidad de materia variase ligeramente de un lugar a otro, la gravedad habría provocado que las regiones más densas frenasen su expansión y comenzasen a contraerse. Ello conduciría a la formación de galaxias, de estrellas, y, finalmente, incluso de insignificantes criaturas como nosotros mismos. 
De este modo, todas las complicadas estructuras que vemos en el universo podrían ser explicadas mediante la condición de ausencia de frontera para el universo, junto con el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica. 
La idea que espacio y tiempo puedan formar una superficie cerrada sin frontera tiene también profundas aplicaciones sobre el papel de Dios en los asuntos del universo. Con el éxito de las teorías científicas para describir acontecimientos, la mayoría de la gente ha llegado a creer que Dios permite que el universo evolucione de acuerdo con un conjunto de leyes, en las que él no interviene para infringirlas. Sin embargo, las leyes no nos dicen qué aspecto debió tener el universo cuando comenzó; todavía dependería de Dios dar cuerda al reloj y elegir la forma de ponerlo en marcha. En tanto en cuanto el universo tuviera un principio, podríamos suponer que tuvo un creador. Pero si el universo es realmente auto contenido, si no tiene ninguna frontera o borde, no tendría ni principio ni final: simplemente sería. ¿Qué lugar queda, entonces, para un creador?




Tomado del libro: HISTORIA DEL TIEMPO de Stephen Hawking

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