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ARTCULOS
LA FSICA DEL GNESIS
The Physics of the Genesis
ALBERTO CLEMENTE DE LA TORRE (IFIMAR-CONICET / UNMDP, Argentina)
Resumen
Desde una perspectiva fsica y atea se revisita el problema del origen del universo haciendo hincapi en el proceso secularizador que suponen las nuevas teoras cientficas.
Palabras clave: astrofsica | cosmologa | cosmogona | atesmo
Abstract From a physical and an atheist perspective the problem of the origin of the universe is revisited. Stressing on the secularizing process that is involved in the new scientific theories. Keywords: Astrophysics | Cosmology | Cosmogony | Atheism
Por qu la fsica del gnesis?
La palabra gnesis proviene del griego y significa nacimiento, creacin, inicio
y ha dado lugar a trminos como gentica, origen, ginecologa, genitales,
genealoga, etc. El Gnesis es el primer libro de la Torah de los judos o del
Antiguo Testamento de los cristianos en que se describe el origen del mundo.
Conocer el origen del mundo ha sido una de las principales cuestiones de todas
las culturas y hasta el advenimiento de la cultura cientfica era incumbencia de
las religiones y de los mitos. Con la implementacin del conocimiento fundado
que brinda la ciencia, la cuestin del origen del universo pas a ser tema de la
fsica. Sin embargo, hasta hace unas pocas dcadas, no se poda presentar una
descripcin confiable del inicio del mundo. Hoy, despus de un cambio
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cualitativo, estamos en condiciones de presentar una descripcin fidedigna,
aunque an con muchas lagunas e incertezas, de cmo pudo haber sido el origen
del mundo sin necesidad de acudir a mitos religiosos y leyendas.
La posibilidad de explicar el origen del universo mediante la fsica es de
gran relevancia para poder adherir a un atesmo racional no dogmtico. En
efecto, hasta hace pocas dcadas, todo ateo encontraba serias dificultades para
concebir la existencia del mundo. Correctamente tenan fe en que la ciencia
alguna vez presentara una explicacin aceptable pero no tenan ninguna
prueba, ni siquiera un esbozo, de cmo toda esta maravilla que es el universo
puede existir sin un creador. Por supuesto que F. Nietzsche no necesit a la
fsica para ser ateo. Antes de que la fsica intervenga en el asunto, haba
convencidos ateos pero para poder mantener sus convencimientos, en algn
punto de su argumentacin, deban recurrir a posturas dogmticas. Este triunfo
de la fsica fue resaltado por S. Weinberg al afirmar: Uno de los grandes logros
de la ciencia ha sido que, si bien no hizo imposible que gente inteligente sea
religiosa, al menos hizo posible que ellos no sean religiosos''.
Hoy, por primera vez en la historia de la cultura, nos encontramos con la
posibilidad cierta de responder las preguntas sobre el origen del universo sin
apelar a lo sobrenatural. Por supuesto que las respuestas son provisorias,
algunas no son nicas y otras pueden resultar falsas. Seguramente habr
importantes cambios pero debemos rescatar que hoy disponemos de un
esquema o modelo racional aproximado que nos permite sostener que no es
necesaria la existencia de un creador del universo. En este trabajo no se
analizar el interesante debate entre creyentes y ateos y nos limitaremos a
presentar las teoras fsicas que permiten concebir la existencia del mundo sin
intervencin divina. Para la descripcin del origen del universo y su evolucin
hasta nuestros das, es necesario acudir a conceptos fsicos, que en algunos
casos, han sido desarrollados solamente en las ltimas dcadas. Por eso en este
trabajo presentaremos primero varios resultados de la fsica, relacionados con la
relatividad general y con la mecnica cuntica, que son necesarios para, al final,
poder dar una descripcin aceptable del origen e historia del universo.
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Universo ex nihilo
La primera cuestin que aparece si pretendemos desarrollar un modelo
de universo sin creador es la dificultad de explicar la existencia misma. Si el
universo tuvo un origen, entonces debe haber habido una transicin entre la no
existencia y la existencia, cosa que parece violar toda idea de conservacin o
permanencia (conatus). En trminos fsicos, esta cuestin filosfica se traduce
teniendo en cuenta que la energa es condicin suficiente de existencia: todo lo
que tiene energa existe y entonces la pregunta es: de dnde proviene la energa
del universo? Aparentemente, la intervencin de un creador sobrenatural que
provea dicha energa es ineludible, pero por otro lado, parece ser bastante
insatisfactorio que dicho creador, en el instante mismo de la creacin viole una
de las leyes fundamentales que deber cumplir la obra creada: la conservacin
de la energa.
Veamos cunta energa hay en el universo. Es muy interesante que la
fsica puede estimar dicha cantidad con mucha confiabilidad y el resultado es
altamente asombroso: la energa total del universo es nula! Si tenemos en
cuenta la conservacin de la energa, el universo es gratis; puede provenir de la
nada: ex nihilo.
Para explicar ese resultado asombroso, consideremos que la energa del
universo tiene varias componentes: toda la materia del universo, masa para los
fsicos, es energa segn establece la famosa E=mc2 de Einstein, Toda esta
materia incluye no solamente las estrella y planetas sino tambin la llamada
materia oscura cuyas partculas no han sido an identificadas. Adems hay
que agregar la energa de toda la radiacin en la que estn inmersas las galaxias
y tambin la energa oscura asociada con la expansin acelerada del universo
detectada en la ltima dcada pero cuya naturaleza no es an bien entendida.
Todas estas componentes tienen valor positivo y contribuyen en la densidad de
energa del universo . Para el balance total de energa debemos comparar estas
componentes positivas con la energa potencial gravitatoria del universo que
es negativa. La energa potencial, al no estar realizada, debe ser negativa de
manera similar a lo que sucede en una planilla de contabilidad donde el debe y
haber deben tener diferentes signos.
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El valor de la densidad de energa es crucial para establecer el destino
del universo. Si esta cantidad fuese muy grande, la atraccin gravitatoria sera
predominante: eventualmente detendra la expansin del universo y comenzara
una etapa de contraccin. Por el contrario, si la densidad fuese muy pequea, la
atraccin gravitatoria sera menos importante y el universo continuara
eternamente su expansin. Estos dos casos drsticamente diferentes estn
separados por un valor de densidad crtica c. Numerosos argumentos tericos
y observaciones indican que la densidad de energa del universo es exactamente
igual al valor crtico c. Este resultado es extremadamente interesante porque
para este valor de densidad las componentes positivas de la energa y la energa
potencial gravitatoria que es negativa se cancelan exactamente resultando en
una energa total nula para el universo.
La segunda cuestin que resalta, consecuencia de la anterior, es por qu
hay algo en vez de nada? En efecto, parecera ser que la realizacin ms sensata
de un ente con energa nula es la nada y no algo con un delicado balance entre
enormes componentes negativas y positivas que se cancelan. En trminos
teolgicos, Dios no es necesario para proveer la energa del universo pero es
requerido para separar ambas componentes. Para esta pregunta la fsica
tambin tiene una posible respuesta: el vaco, la nada, es inestable y decae hacia
algo por un mecanismo designado como rotura espontnea de simetra que
vermos ms adelante.
Indeterminaciones y fluctuaciones cunticas
Es ampliamente sabido que la fsica clsica, esencialmente la de las leyes
de Newton, describe exitosamente el comportamiento de los sistemas fsicos
macroscpicos, o sea, aquellos que captamos con nuestra percepcin sensorial.
Sin embargo estas teoras clsicas fracasan rotundamente cuando pretendemos
aplicarlas a sistemas fsicos de accin extremadamente tenue, como los tomos,
ncleos, y partculas subatmicas o cuando las aplicamos a sistemas que se
desplazan a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Este fracaso motiv el
desarrollo de teoras superadoras en los inicios del siglo XX: la mecnica
cuntica y la relatividad.
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Una de las caractersticas esenciales de la mecnica cuntica es que todos
los observables del sistema fsico toman valores y adems, indisociablemente,
estn afectados de una indeterminacin ineludible. Los observables (excepto en
algunos casos especiales) no toman valores exactos sino que son difusos o
indeterminados en cierta medida. La teora cuntica nos permite calcular, o sea
predecir, los valores promedio (o valores de expectacin) y tambin las
indeterminaciones de los observables. As, la posicin y velocidad de una
partcula estn caracterizadas por valores medios X y V pero tambin por sus
indeterminaciones simbolizadas por X y V . De la misma manera, la energa
de un sistema E y el tiempo de evolucin de un proceso T, estn afectadas por
las indeterminaciones E y T .
Que los observables estn indefectiblemente asociados a
indeterminaciones es altamente asombroso para nuestra intuicin, educada por
el contacto con sistemas clsicos que posen valores exactos. Mucho ms
asombroso es que esas indeterminaciones no son totalmente independientes
sino que la teora indica (y los experimentos lo corroboran) que existen
correlaciones entre ellas. Las ms famosas de esas correlaciones estn
formalizadas por el principio de indeterminacin de Heisenberg que nos dice
que el producto entre las indeterminaciones en la posicin y velocidad de una
partcula de masa m siempre es mayor que cierto valor, muy pequeo pero no
nulo, dado por la constante de Planck . O sea.
X . V m.
Es posible preparar a la partcula para que tenga muy pequea
indeterminacin en la posicin pero al costo de tener una gran indeterminacin
en su velocidad y viceversa, prepararla para tener una velocidad muy precisa
pero gran difusin en la posicin. Para la energa y tiempo de evolucin de un
sistema, tambin se encuentran correlaciones:
E. T .
Esta ltima relacin de incertidumbre entre energa y tiempo de
evolucin permite la existencia de inesperadas fluctuaciones del vaco:
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supongamos que en algn lugar del vaco absoluto se produce una violacin del
principio de conservacin de la energa y aparecen de la nada dos partculas de
masa m pero de carga elctrica opuesta, por ejemplo, un electrn y un positrn.
Esto implica una violacin de la conservacin de la energa en la cantidad E=
2mc2, segn la frmula de Einstein. Todos sabemos que dicha violacin no
debera ser posible pero la mecnica cuntica la permite, solamente durante un
tiempo T suficientemente corto como para que sea compatible con el principio
de indeterminacin tiempo-energa. Pasado ese tiempo, las partculas creadas
de la nada se aniquilan mutuamente, desaparecen, y se reestablece la
conservacin de energa. Podemos pensar entonces que lo que llamamos vaco
es en realidad una continua y permanente creacin y aniquilacin de materia y
antimateria durante pequeos intervalos de tiempo (del orden de 5 10-22 s).
Estas partculas son llamadas virtuales por su efmera vida, pero aqu virtual
no significa que no existan (como s sucede con la llamada realidad virtual
creada en las computadoras). Las partculas virtuales existen realmente. Todo
esto parece tan asombroso que alguien puede dudar de que sea verdadero. Sin
embargo los fsicos estamos convencidos de la realidad de esas fluctuaciones del
vaco porque existen muchos experimentos donde dichas fluctuaciones se
manifiestan (desplazamiento de Lamb, efecto Casimir, valor del momento
magntico del electrn, etc.). Veremos ms adelante que las fluctuaciones
cunticas juegan un rol importante en el origen del universo.
Los campos cunticos
As como con la fsica clsica de Newton se estudia el movimiento de una
partcula cuando se conocen las fuerzas que actan sobre ella, con la mecnica
cuntica se puede estudiar el movimiento y estado de un electrn o de cualquier
otra partcula pequea. Sin embargo, el estudio de una partcula con la
mecnica cuntica es instructivo e interesante pero es un modelo de poca
aplicacin a la realidad porque, segn vimos en la seccin anterior, para tener
una descripcin ms fidedigna de la realidad deberamos tener en cuenta
tambin la aparicin y aniquilacin de partculas virtuales como las que
aparecen en las fluctuaciones del vaco. La mecnica cuntica de una partcula
es entonces extendida a una nueva teora en que el nmero de partculas es
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indeterminado debido a la permanente creacin y aniquilacin de partculas.
Esta teora superadora es denominada teora de campos cunticos.
De la fsica que aprendimos (o que sufrimos) en el colegio secundario,
recordamos dos tipos de sistemas fsicos clsicos que poseen y transportan
energa e impulso. Estos son las partculas y los campos. Como ejemplos de
partculas se presentaron piedras, proyectiles, cohetes, y los famosos y tediosos
mviles que parten de cierta ciudad para cruzarse con otro que parti de cierta
otra ciudad en cierto lugar que a nadie interesa. Adems de estas partculas se
presentaron en el colegio los campos elctricos, los campos magnticos (y su
unificacin: el campo electromagntico) y el campo gravitatorio que aparecen
para representar las fuerzas elctricas, magnticas o gravitatorias. Los campos
fueron presentados como ciertas perturbaciones en el espacio que generan las
fuerzas que se aplican sobre las partculas en los lugares donde el campo no se
anula.
Tenemos entonces dos conceptos aparentemente bien separados:
partculas y campos o fuerzas. Con el advenimiento de la teora de campos
cunticos se descubri que estos dos conceptos no son realmente diferentes.
Partculas y campos son dos manifestaciones clsicas de una realidad cuntica
ms compleja que en algunas situaciones se manifiesta como partcula pero en
otras situaciones, esa misma realidad, se manifiesta como un campo. La
concepcin filosfica que posibilita esta unificacin de dos aspectos clsicos,
aparentemente diferentes o contradictorios, en una misma realidad cuntica es
denominada complementariedad. Como metfora para la complementariedad
podemos pensar en un rostro humano que puede ser visto desde diferentes
perspectivas excluyentes. Puede ser visto de frente (partcula) o de perfil
(campo) y si optamos por una perspectiva, forzosamente excluimos la otra: lo
vemos de frente o de perfil (se trata de una partcula o de un campo) sin
embargo existe una realidad, un rostro, que es generador de las diferentes
perspectivas (existe una realidad cuntica que se presenta a veces como
partcula y otras veces como campo). Cuando Picasso unifica perspectivas
excluyentes en una misma imagen, como en el rostro de Velsquez que aparece
en la versin que l hizo de Las Meninas, est brindando una representacin
de la realidad ms fidedigna que la que podra presentar una fotografa,
condenada a optar por una sola perspectiva y excluir otras. En la mecnica
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cuntica se hace una sntesis similar al considerar que partculas y campos son
visiones complementarias de una misma realidad.
En la teora de campos cunticos cada tipo de campo est asociado con
un tipo de partcula: el campo electromagntico est asociado con una partcula
llamada fotn y el gravitatorio est asociado con el gravitn. Viceversa, cada
tipo de partcula: electrn, neutrinos, o quark tiene asociado su campo
correspondiente.
Los campos cunticos ocupan una extensin en el espacio y evolucionan
con el tiempo de una manera descripta por las ecuaciones de movimiento del
campo (algo equivalente a las ecuaciones de Newton para el movimiento de las
partculas clsicas). Para describir los primeros instantes del universo ser de
gran importancia un tipo de campo cuyas ecuaciones indican que ste se
expande en el espacio de forma explosiva.
Relatividad general
En la primera dcada del siglo XX, Einstein descubri la relatividad especial,
teora necesaria para poder explicar el movimiento de partculas con
velocidades cercanas a la de la luz, que aport asombrosos cambios a nuestros
conceptos de espacio y tiempo. Se descubri, por ejemplo, que la simultaneidad
es relativa. Esto significa que dos acontecimientos que suceden en el mismo
instante para un observador no son simultneos para otro que est en
movimiento. Para ste, uno de los eventos sucede antes que el otro y esa
relacin temporal, antes-despus, puede ser invertida para un tercer
observador. Tambin se descubri que la longitud de los objetos y la duracin de
los intervalos de tiempo tampoco son absolutos sino que toman diferentes
valores para diferentes observadores, Las longitudes se contraen y los intervalos
se dilatan para observadores en movimiento.
Ms asombrosos fueron los descubrimientos de Einstein, una dcada
despus, relacionados con la relatividad general. En esta teora, el espacio-
tiempo deja de ser solamente el substrato donde suceden las cosas y adquiere un
carcter dinmico. En esta teora, la presencia de energa, presin o tensin
modifica el contenido del espacio, le impone curvatura, lo concentra o diluye, lo
distorsiona, y el movimiento de la materia se hace buscando los caminos ms
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cortos en ese espacio distorsionado. De esta manera, Einstein logra eliminar las
fuerzas y en su lugar modifica el espacio. As, en vez de considerar a una
partcula sometida a fuerzas que le imprimen cierto tipo de movimiento, se
considera a la misma partcula, sin fuerzas, pero que se mueve buscando los
caminos ms cortos en un espacio distorsionado: la gravitacin es producida
por la distorsin del espacio. Las predicciones en estas dos consideraciones,
fuerzas o geometra, no son idnticas (pero para los casos usuales son muy
similares) y las mediciones experimentales le dan razn a la relatividad general.
Vimos que las causas que distorsionan al espacio son la energa (o masa),
la presin y la tensin (que es una presin negativa como la que se puede
encontrar en una banda elstica estirada). Estas componentes actan en forma
diferente. La energa y la presin generan una deformacin del espacio que
resulta en una atraccin gravitatoria mientras que la tensin resulta en una
repulsin gravitatoria. Es interesante constatar que estos comportamientos
pueden resultar en situaciones inestables con resultados catastrficos.
Supongamos una regin del espacio con una gran densidad de materia, y por lo
tanto, con una gran presin. Esta presin y energa generan una atraccin
gravitatoria que puede superar a la presin (que tiende a producir una
expansin) y aumentar an ms la densidad. Esto generar mayor atraccin
gravitatoria que a su vez producir ms presin. La densidad y la presin crecen
sin lmite. Se ha generado un agujero negro que colapsa sobre si mismo. Esta
prediccin, de que cuando la densidad supera cierto valor crtico el sistema
colapsa, se ha confirmado con la observacin de numerosos agujeros negros.
Otro tipo de inestabilidad similar a la anterior requiere la existencia de
un campo con energa y presin despreciable pero con cierto valor de tensin.
En este caso se da el proceso inverso al descripto antes: si la tensin es
suficientemente grande se producir una repulsin gravitatoria que har
expandir ms al campo, produciendo an ms tensin, cosa que aumenta la
repulsin gravitatoria. La extensin de este campo crece sin lmite: el campo
explota. Campos de este tipo probablemente causaron la brutal expansin del
universo que describiremos ms adelante. Cuando se descubra, cosa muy
probable, la partcula llamada bosn de Higgs en el acelerador de partculas
LHC puesto en funcionamiento en 2008 en Europa, se tendr evidencia de la
existencia de campos escalares similares a los que producen la expansin
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mencionada pero con la importante diferencia que el campo de Higgs tiene
energa que produce gravedad atractiva que cancela la componente repulsiva
generada por la tensin. Felizmente no hay posibilidades de que el bosn de
Higgs explote.
Temperatura y cambios de fase
El universo comenz en un estado de enorme densidad y se encuentra en
permanente expansin. En esa expansin, la energa de movimiento se
transfiere a energa gravitatoria y, como consecuencia, el universo se enfra a
medida que se expande. Es usual que cuando los sistemas se enfran, cambian
de aspecto. Por ejemplo si enfriamos un gas formado por vapor de agua, a cierta
temperatura pasar a estado lquido y despus a estado slido. El universo
tambin pas por etapas en que tena aspectos bien diferenciados. Veamos en
detalle por qu los sistemas cambian con la temperatura. Antes de eso,
recordemos qu es la temperatura. Nosotros creemos entender bien lo que es la
temperatura porque tenemos percepcin sensorial para ella (aparentemente los
patos no la tienen, ya que nadan alegremente en agua muy fra. Para ellos la
temperatura debe ser algo muy misterioso). Solamente despus de profundos
razonamiento llegamos a la conclusin de que la temperatura de un objeto es la
energa de movimiento promedio de las componentes de dicho objeto. Un gas
est ms caliente cuando sus molculas se mueven con ms velocidad.
Consideremos una reaccin en que un sistema fsico designado por (A) se
combina con otro, designado por (B), para formar el sistema que designamos
por (AB). Un ejemplo de esto puede ser la reaccin qumica en que la molcula
de hidrgeno (H2) se combina con un tomo de oxgeno (O) para formar agua
(H2O).
Las partes (A) y (B) se atraen por accin de alguna fuerza y por eso se
puede formar (AB), en smbolos: (A)+(B)(AB). Si tenemos muchos sistemas
del tipo (AB) y la temperatura es suficientemente alta, esto es, si la velocidad de
las molculas es grande, los choques pueden ser suficientemente violentos como
para romper o disociar el sistema en sus componentes: (AB)(A)+(B). Se
entiende entonces que a baja temperatura el sistema se encontrar
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predominantemente combinado en (AB) pero a alta temperatura se encontrar
predominantemente disociada en (A) y (B). En la figura se ilustra esto.
En la naturaleza tenemos numerosos ejemplos de cmo un cambio de
temperatura produce cambios cualitativos en los sistemas fsicos. Cuando crece
la temperatura, las molculas se disocian en los tomos que las componen. A
mayor temperatura, los tomos se ionizan, o sea se disocian en los electrones y
los ncleos que los forman. Si la temperatura crece mucho ms an, los ncleos
se rompen y se disocian en los protones y neutrones que los forman. A altsimas
temperaturas los protones y neutrones se rompen y forman un gas compuesto
por los quarks que los componen. La materia del universo se present en una
etapa como quarks a muy alta temperatura y a medida que se fue enfriando pas
por las diferentes etapas hasta presentarse como un gas de hidrgeno y helio a
partir del cual se formaron las estrellas y galaxias.
Otro ejemplo interesante de cambio de fase debido al cambio de
temperatura es cuando las molculas de un lquido (agua, por ejemplo), que se
mueven desordenadamente a alta temperatura, se estabilizan en lugares
precisos a baja temperatura formando un cristal (hielo) como est
esquematizado en la figura.
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Tambin la magnetizacin de un imn es un cambio de fase cuando los
pequesimos imanes que son los tomos, que a alta temperatura estn
orientados en cualquier direccin, se orientan todos en la misma direccin a
baja temperatura.
Estos dos ltimos ejemplos son interesantes porque ilustran un
fenmeno fsico de gran importancia que se denomina rotura espontnea de
simetra. Notemos que a alta temperatura el sistema tiene mayor simetra:
todos los lugares y todas las direcciones son equivalentes pero despus del
cambio de fase se rompe la simetra y se selecciona espontneamente una
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direccin privilegiada (la direccin de la magnetizacin) o unas posiciones
definidas. Veremos que el universo en una muy temprana edad hizo un cambio
de fase con rotura espontnea de simetra.
Las tres eras del universo
El universo no siempre tuvo el mismo aspecto que observamos hoy. En la
evolucin temporal del universo, desde el preciso instante de su inicio hasta
nuestros das, podemos reconocer tres etapas en las que el universo presenta
caractersticas bien diferentes denominadas la Era de Planck, la Era de la
Inflacin y finalmente, la Era de Materia y Radiacin, en la que se encuentra
actualmente. Las dos primeras eras tuvieron una duracin extremadamente
corta y la tercera abarca casi toda la duracin del universo. En la figura se ve un
esquema en el que se representan varias etapas en la evolucin del universo.
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En esta figura, el tiempo transcurre desde la izquierda hacia la derecha de
manera que el tiempo actual corresponde al extremo derecho, donde vemos al
Homo Sapiens, planetas y estrellas organizadas en galaxias. La expansin del
universo est representada en la figura por el ensanchamiento vertical. La
mayor parte de la figura representa a la era de radiacin y materia mientras que
las eras de inflacin y de Planck corresponden al extremo a la izquierda de la
figura.
La era de materia y radiacin
Antes de que, por accin gravitatoria, se formaran las estrellas y de que
stas se organizaran en galaxias, el universo estaba constituido por un gas en
expansin, compuesto por tomos de hidrgeno y helio. En tiempos ms
cercanos al origen, en vez de tomos tenamos protones, neutrones y electrones
sueltos inmersos en un ocano de fotones (partculas de luz). En tiempos ms
tempranos an, el universo era una sopa increblemente densa y caliente de
quarks, electrones y otros tipos de partculas que la fsica del siglo XX ha
estudiado con gran detalle. Todo este tiempo, en que el universo evolucion
desde las partculas elementales hasta tomar el aspecto que observamos hoy,
puede denominarse la Era de Materia y Radiacin que abarca el tiempo desde
t=10-32 segundos despus del inicio del universo hasta nuestros das, t=1,4 1010
aos.
Notemos que el instante de inicio de la era de radiacin y materia, t=10-32
segundos, es increblemente cercano a cero, o sea al inicio mismo del universo.
Ese tiempo est ms cerca de cero que cualquier nulidad de nuestra percepcin
sensorial. Por ejemplo: un segundo, comparado con la edad del universo es
despreciable pero es 200 millones de millones (2 1014) de veces ms grande que
10-32 segundos comparado con un segundo.
Es un motivo de orgullo de la cultura, y especialmente de la fsica,
constatar que poseemos un conocimiento muy confiable del universo en esta era
de radiacin y materia. Las teoras fsicas, principalmente la relatividad y la
mecnica cuntica pero tambin las teoras llamadas clsicas, como la mecnica,
termodinmica, electrodinmica, etc. brindan una descripcin del universo que
ha sido corroborada por innumerables observaciones y experimentos. Por
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supuesto que existen numerosas preguntas, referidas a esta era de materia y
radiacin, que an no tienen respuesta. Hay muchas predicciones tericas que
todava no han sido confirmadas. Un ejemplo de esto es la prediccin de la
existencia de un tipo de partculas, el bosn de Higgs, que es necesario para
darle coherencia a la teora y que probablemente ser descubierto en el
acelerador LHC recientemente inaugurado en Europa. Tambin se sabe que
deben existir ciertos tipos de partculas que constituyen la llamada materia
oscura, an no descubierta. Tambin hay ignorancia de las causas de la
expansin acelerada del universo que se ha observado, contradiciendo la
expectativa de que la expansin del universo debera irse atenuando por la
accin gravitatoria. Tambin existen serias posibilidades de que las teoras
fsicas, que son extremadamente exitosas, deban ser modificadas y corregidas y
resulten ser solamente buenas aproximaciones de otras teoras an no
desarrolladas. Claramente, no tenemos un conocimiento definitivo del universo
en esta era de radiacin y materia pero podemos afirmar que estamos en buen
camino hacia esa meta.
La era de la inflacin
De la misma manera que hoy encontramos fsiles que nos permiten
asegurar que hace cien millones de aos existieron los dinosaurios, de forma
similar, el estudio del universo actual nos permite inferir que antes del inicio de
la era de materia y radiacin, el universo pas por una etapa en que su tamao
aument en forma exponencial, de manera que porciones minsculas pasaron a
ser gigantescas. El intervalo de tiempo, extremadamente corto, en que el
universo creci en forma desmesurada se denomina la Era de la Inflacin. En la
era de la inflacin, que estimamos que sucedi entre el tiempo de t=10-43
segundos y t=10-32 segundos, la extensin del universo se duplic 86 veces; ste
es el Gran Pum propiamente dicho. Para imaginar esa monstruosa explosin
pensemos que en un tiempo increblemente corto, una regin del tamao de un
tomo creci hasta ocupar un ao luz de extensin, mucho mayor que el tamao
actual del sistema solar y comparable con la distancia tpica entre las estrellas.
Una distancia de 0.1mm, el ancho de un papel muy fino o el de una partcula de
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polvo, se expande a un milln de aos luz, diez veces el dimetro de la Va
Lctea.
Los fsiles que indican que la inflacin tuvo lugar son mltiples. Uno de
ellos es la homogeneidad que tiene el universo. Si observamos al universo en
regiones suficientemente separadas como para asegurar que no pudo haber
comunicacin entre ellas, constatamos que esas regiones son casi idnticas:
cantidad de galaxias, temperatura y distribucin son como si se hubiesen
igualado por interaccin entre ellas pero dicha interaccin parece ser imposible
por la distancia que las separa. La inflacin permite explicar dicha
homogeneidad porque esas regiones, antes de la inflacin, estuvieron
suficientemente cercanas como para igualarse. Otro fsil interesante que
sugiere la existencia de la inflacin es que la densidad de energa del universo es
muy cercana a la densidad crtica. Resulta que la densidad es una cantidad
inestable: si fuese menor que la crtica debera ser mucho menor y si fuese
mayor que la crtica debera ser mucho mayor; sin embargo las estimaciones
sugieren que es cercana a la densidad crtica. Esto se entiende solamente si es
exactamente igual a la densidad crtica. Una de las predicciones de la inflacin,
es justamente que la densidad del universo debe ser igual a la densidad crtica.
Existen muchos otros motivos para convencernos de que la inflacin tuvo lugar
realmente a pesar de que ese hecho sucedi en un tiempo tan lejano que es
imposible obtener una observacin directa. La certeza que los fsicos tienen de
la existencia del perodo de inflacin es tan grande como la que los
paleontlogos tienen de la existencia de los dinosaurios.
Mencionamos antes, que la cultura puede sentirse orgullosa del
conocimiento que se tiene sobre lo acontecido en la era de radiacin y materia.
Con la era de la inflacin el orgullo no es tan grande. No poseemos una nica
descripcin terica de la inflacin sino que tenemos varios esquemas
alternativos y la falta de datos experimentales y de observaciones astronmicas
no nos permite todava discernir entre esas alternativas.
Ya vimos que la teora de relatividad general y la mecnica cuntica
presentan la posibilidad de existencia de un tipo de campo que tiene las
caractersticas de expansin como la que aconteci durante la era de inflacin.
Esto es un logro importante. As, podemos pensar que el universo durante la
inflacin en vez de contener partculas en movimiento (como suceder un
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instante ms tarde durante la era de materia y radiacin) estaba compuesto por
un campo que podemos llamar inflatn. Una caracterstica asombrosa de este
campo es que la regin que ocupa se expande exponencialmente como es
requerido por la inflacin. Otra caracterstica importante de este campo es que
su densidad de energa es constante o sea cuando aumenta de tamao, tambin
aumenta la energa pero esto no significa creacin de energa en violacin del
conocido principio de conservacin: a medida que el campo crece de tamao su
energa aumenta pero en la misma medida aumenta la energa potencial
gravitatoria, que es negativa y ambas se cancelan. La misma cantidad total de
energa inicial, que puede ser muy pequea, se conserva pero la componente
positiva de energa y la negativa gravitatoria pueden hacerse enormes.
Justamente, esa enormidad de energa es la que se transformar en las
partculas en movimiento en la era de radiacin y materia.
Las fluctuaciones cunticas son importantes para brindar una posibilidad
de inicio del universo sin un creador externo. Es en efecto posible que en los
tiempos extremadamente cortos de la era de la inflacin, un campo inflatn
apareciera como fluctuacin del vaco y, dadas sus caractersticas gravitatorias,
iniciara la expansin inflacionaria que dio origen al universo como lo hemos
descripto. Disponemos entonces de teoras fsicas que pueden explicar la
inflacin del universo pero existen muchos interrogantes que debern ser
resueltos para lograr una descripcin plenamente satisfactoria. Uno de esos
interrogantes es cmo se detiene la inflacin en t=10-32 segundos, cuando
comienza la era de radiacin y materia. Una posibilidad para explicar el fin de la
inflacin es que el inflatn es un campo que est en un estado inestable, como
por ejemplo podra ser una fina varilla parada en posicin vertical sobre uno de
sus extremos. Despus de un tiempo corto, el inflatn decae espontneamente
(la varilla cae) y toda su energa se materializa y se transforma en las partculas
que existen en el inicio de la era de radiacin y materia (quarks, electrones, y
otras). El universo hace as un cambio de fase, una transicin espontnea en que
toda la energa del inflatn se transforma en materia y radiacin. El campo en
brutal expansin se transforma en partculas y la expansin inflacionaria se
detiene dando lugar a la expansin normal del universo por la inercia de las
partculas en movimiento. Existen decenas de propuestas tericas con
diferentes detalles de cmo se produce el cambio de fase que detiene la inflacin
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y desafortunadamente no disponemos an de criterios empricos para
determinar cul es la descripcin correcta de lo que realmente sucedi durante
la era de la inflacin. Confiamos en que en el siglo XXI se podrn resolver esas
ambigedades.
La era de Planck
Si la era de radiacin y materia est caracterizada porque tenemos un
buen conocimiento terico y experimental de lo acontecido, y la era de la
inflacin est caracterizada porque tenemos varias propuestas tericas pero
pocos datos empricos para validarlas, entonces podemos caracterizar la era de
Planck por una falta de propuestas tericas y tambin una falta de datos
empricos. Sobre el universo en este intervalo de tiempo, desde t=0 a t=10-43
segundos, sabemos poco y slo podemos hacer algunas especulaciones.
Ya se dijo que el tiempo de inicio de la era de radiacin y materia es
increblemente corto. Sin embargo, dentro de esa escala de tiempo podemos
concebir la evolucin de un sistema fsico de un estado a otro. De hecho, hemos
visto que el universo cambi violentamente en tiempos ms cortos an durante
la era de la inflacin. Los tiempos involucrados en la era de Planck son tan
cortos que ningn sistema fsico cambia en su transcurrir. Podemos considerar
que en esta escala el tiempo pierde su capacidad de ordenar los eventos. Esto es,
entre dos eventos separados por el tiempo de Planck, Tp=10-43 segundos, no
podemos decir cul de ellos es anterior al otro. Dentro del tiempo de Planck no
hay pasado ni futuro; el tiempo de Planck es la duracin del instante fsico.
Relacionado con el tiempo de Planck Tp, tambin se define la longitud de Planck
Lp=10-35m, que es la distancia que recorrera la luz durante el tiempo de Planck.
De la misma manera que el tiempo de Planck es la duracin del instante,
podemos decir que la longitud de Planck es la extensin del lugar. Dos puntos
separados por Lp estn juntos en el sentido que ningn proceso fsico los puede
diferenciar. La escala de Planck marca los lmites de discernibilidad o de
resolucin del espacio-tiempo. En algunos modelos tericos, se propone que el
espacio-tiempo tiene una especie de estructura granular o como pequeas
burbujas en una espuma con pequeos dominios de extensin Lp que aparecen y
desaparecen en tiempos Tp.
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Una cuestin importante durante la era de Planck es lo que sucede con
las fluctuaciones cunticas. Recordemos que segn la mecnica cuntica, es
posible la emergencia de cierta cantidad de energa, de la nada y en aparente
violacin de la conservacin de energa, durante un tiempo suficientemente
corto al cabo del cual se reestablece el balance energtico. Si el tiempo de
violacin es muy corto la cantidad de energa puede ser grande y viceversa, en
tiempos ms largos solamente valores de energa muy pequeos son aceptables.
Qu pasa con las fluctuaciones cunticas durante la era de Planck? Si las
fluctuaciones existen durante la era de Planck y si tenemos en cuenta que los
tiempos involucrados en esta era son increblemente pequeos, resulta que la
energa de esas fluctuaciones debe grande. Adems, esa gran cantidad de
energa est distribuida en regiones increblemente pequeas y por lo tanto las
fluctuaciones en la era de Planck estn caracterizadas por tener una gigantesca
densidad de energa. Tan grande es esa densidad de energa o de masa
(recordemos que masa y energa son equivalentes) que la atraccin gravitatoria
es tan grande que esa masa colapsa sobre s misma como en un agujero negro.
Las fluctuaciones en la era de Planck son agujeros negros que colapsan. Durante
esta era, el universo no puede crecer a partir de una fluctuacin porque stas se
devoran a s mismas. Son intentos frustrados. Esto cambia cuando entramos en
la era de la inflacin en la que las distancias y los tiempos son mayores y la
atraccin gravitatoria de las fluctuaciones no es suficiente para colapsarlas.
Recin entonces, de una fluctuacin cuntica puede emerger un campo inflatn
que inicia la brutal expansin que caracteriza dicha era. Para aclarar esto
podemos acudir a una metfora y pensar que durante la era de Planck, el
espacio-tiempo es como una matriz que no ha llegado an al estado de madurez
requerido para que pueda crecer el germen que dar nacimiento al universo. La
fertilidad es alcanzada despus, en la era de la inflacin, en que empieza a crecer
el universo en forma explosiva. Antes de eso el universo devoraba a sus propios
hijos como lo haca el dios Chronos (Saturno) terriblemente representado por F.
Goya.
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Francisco de Goya
Saturno devorando a uno de sus hijos
(1819-1823)
Para la escala de Planck no tenemos an una teora
fsica que nos permita describir el comportamiento
de los sistemas fsicos. Dicha teora debera
contener simultneamente la relatividad general de
Einstein y la mecnica cuntica. Existen varios
intentos de formular dicha teora pero ninguno es
totalmente satisfactorio. El desarrollo de esta teora ser una de las principales
tareas de la fsica terica del siglo XXI. En ausencia de esa teora, es poco lo que
podemos asegurar sobre el aspecto del universo en la escala de Planck que
marca el propio inicio del universo. La era de Planck marca el inicio del espacio-
tiempo-energa que por el momento podemos imaginar como fluctuaciones
cunticas frustradas, pero solamente con el desarrollo de una teora adecuada
podremos adquirir cierta certeza de cmo era el universo en su inicio.
Leyenda (fundada) del gnesis
En resumen de todo lo anterior, podemos presentar la leyenda que los
cientficos han desarrollado para el origen y evolucin del universo. Esta
leyenda es fascinante y est llena de poesa pero se diferencia esencialmente de
las otras leyendas de la creacin, presentada por los mitos y religiones, en que
sta es fundada, o sea, responde a criterios de validacin emprica, si no en
todos sus aspectos, al menos en la mayora de ellos y podemos tener la
esperanza en que la ciencia lograr en el futuro, brindar un modelo nico y
racional del universo sin intervencin divina. Las etapas principales de esta
leyenda son,
Etapas
Nada. Ni tiempo ni espacio ni materia (Vernichtende nichts).
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Aparecen fluctuaciones cunticas frustradas. Burbujas que se
autodevoran.
Fluctuacin cuntica de un campo inflatn que explota.
Cambio de fase: el inflatn deviene en quarks, leptones y radiacin.
Expansin lenta con enfriamiento y formacin de protones, neutrones,
ncleos, tomos de hidrgeno y helio.
Crecen las fluctuaciones de la densidad hasta que se encienden las
primeras estrellas y se organizan en galaxias.
En las estrellas se fabrican los ncleos pesados.
Explosiones de supernovas dispersan el polvo csmico.
Formacin de nuevas estrellas y planetas.
Crecimiento de la complejidad autoorganizada. Vida. Evolucin.
Filosofa: el Homo Sapiens comienza a pensar. Primero fue agricultor
para vencer el hambre, despus telogo para superar el miedo y al fin
fsico para entender el universo.
Escribi la leyenda fundada del gnesis.
Bibliografa
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