UNIVERSOSPARALELOS /Michio Kaku

Título Original: Parallel worldsTraductor: Udina, Dolors©2005, Kaku, Michio©2008, Editorial AtalantaColección: Memoria mundi, 24ISBN: 9788493576332Generado con: QualityEbook v0.35

Universos paralelos.Los universosalternativos de laciencia y el futuro delcosmos

Índice

AgradecimientosPrefacio

El universo1. Imágenes del universo recién

nacido2. El universo paradójico3. El big bang4. Inflación y universos paralelos

El multiverso5. Portales dimensionales y viajes

en el tiempo6. Universos cuánticos paralelos7. Teoría M: la madre de todas las

cuerdas8. ¿Un universo de diseño?9. En busca de los ecos de la

undécima dimensión

Huida hacia el hiperespacio10. El final de todo11. Escapar del universo12. Más allá del multiverso

GlosarioLecturas recomendadasNotas

Agradecimientos

Quiero expresar mi agradecimientoa los siguientes científicos, que mecedieron generosamente su tiempo paraser entrevistados. Sus comentarios,observaciones e ideas han enriquecidomucho este libro y le han añadidoprofundidad y nuevos enfoques:

Steven Weinberg, premio Nobel,Universidad de Texas, Austin

Murray Gell-Mann, premio Nobel,Instituto de Santa Fe e Instituto deTecnología de California

Leon Lederman, premio Nobel,Instituto de Tecnología de Illinois

Joseph Rotblat, premio Nobel, St.

Bartholomew's Hospital (retirado)Walter Gilbert, premio Nobel,

Universidad de HarvardHenry Kendall, premio Nobel,

Instituto de Tecnología de Massachusetts(fallecido)

Alan Guth, físico, Instituto deTecnología de Massachusetts

Sir Martin Rees, Astrónomo Realde Gran Bretaña, Universidad deCambridge

Freeman Dyson, físico, Instituto deEstudios Avanzados, Universidad dePrinceton

John Schwarz, físico, Instituto deTecnología de California

Lisa Randall, física, Universidadde Harvard

J. Richard Gott III, físico,Universidad de Princeton

Neil de Grasse Tyson, astrónomo,Universidad de Princeton y PlanetariumHayden

Paul Davies, físico, Universidad deAdelaida

Ken Croswell, astrónomo,Universidad de California, Berkeley

Don Goldsmith, astrónomo,Universidad de California, Berkeley

Brian Greene, físico, Universidadde Columbia

Cumrun Vafa, físico, Universidadde Harvard

Stuart Samuel, físico, Universidadde California, Berkeley

Cad Sagan, astrónomo, Universidad

de Cornell (fallecido)Daniel Greenberger, físico, City

College de Nueva YorkV. P. Nair, físico, City College de

Nueva YorkRobert P. Kirshner, astrónomo,

Universidad de HarvardPeter D. Ward, geólogo,

Universidad de WashingtonJohn Barrow, astrónomo,

Universidad de SussexMarcia Bartusiak, periodista

científica, Instituto de Tecnología deMassachusetts

John Casti, físico, Instituto de SantaFe

Timothy Ferris, periodistacientífico

Michael Lemonick, escritor deciencia, revista Time

Fulvio Melia, astrónomo,Universidad de Arizona

John Horgan, periodista científicoRichard Muller, físico,

Universidad de California, BerkeleyLawrence Krauss, físico,

Universidad de Case Western ReserveTed Taylor, diseñador de la bomba

atómicaPhilip Morrison, físico, Instituto de

Tecnología de MassachusettsHans Moravec, científico

informático, Universidad CarnegieMellon

Rodney Brooks, científicoinformático, Laboratorio de Inteligencia

Artificial, Instituto de Tecnología deMassachusetts

Donna Shidey, astrofísica,Laboratorio de Propulsión a Chorro

Dan Wertheimer, astrónomo,SETI@home, Universidad de California,Berkeley

Paul Hoffman, periodista científico,revista Discover

Francis Everitt, físico, GravityProbe B, Universidad de Stanford

Sidney Perkowitz, físico,Universidad de Emory

Quiero agradecer a los siguientescientíficos las estimulantes discusionessobre física mantenidas a lo largo de los

años, que han contribuido a agilizar elcontenido de este libro:

T. D. Lee, premio Nobel,Universidad de Columbia

Sheldon Glashow, premio Nobel,Universidad de Harvard

Richard Feynman, premio Nobel,Instituto de Tecnología de California(fallecido)

Edward Witten, físico, Instituto deEstudios Avanzados, Universidad dePrinceton

Joseph Lykken, físico, FermilabDavid Gross, físico, Instituto

Kavli, Santa BárbaraFrank Wilczek, físico, Universidad

de California, Santa Barbara

Paul Townsend, físico,Universidad de Cambridge

Peter Van Nieuwenhuizen, físico,Universidad Estatal de Nueva York,Stony Brook

Miguel Virasoro, físico,Universidad de Roma

Bunji Sakita, físico, City Collegede Nueva York (fallecido)

Ashok Das, físico, Universidad deRochester

Robert Marshak, físico, CityCollege de Nueva York (fallecido)

Frank Tipler, físico, Universidadde Tulane

Edward Tryon, físico, HunterCollege

Mitchell Begelman, astrónomo,

Universidad de Colorado

Prefacio

La cosmología es el estudio deluniverso como un todo, incluyendo sunacimiento y quizá su destino final. Noes sorprendente que haya sufrido muchastransformaciones en su lenta y dolorosaevolución, una evolución a menudoeclipsada por el dogma religioso y lasuperstición.

La introducción del telescopio enel siglo XVII marcó la primerarevolución en la cosmología. Con laayuda del telescopio, Galileo Galilei, apartir de la obra de los grandesastrónomos Nicolás Copérnico yJohannes Kepler, pudo abrir los cielos

por primera vez a la investigacióncientífica seria. La primera fase de lacosmología culminó con la obra de IsaacNewton, que finalmente estableció lasleyes fundamentales que gobiernan elmovimiento de los cuerpos celestes. Enlugar de depender de la magia y elmisticismo, se vio que las leyes de loscuerpos celestes estaban sometidas afuerzas computables y reproducibles.

Una segunda revolución en lacosmología fue iniciada con laintroducción de los grandes telescopiosdel siglo XX, como el del MountWilson, con su inmenso espejo reflectorde 100 pulgadas (2,54 m). En la décadade 1920, el astrónomo Edwin Hubbleutilizó este telescopio gigante para

derribar el dogma secular que establecíaque el universo era estático y eterno, aldemostrar que las galaxias de los cielosse alejan de la Tierra a velocidadesterribles, es decir, que el universo seexpande. Esto confirmó los resultadosde la teoría de la relatividad general deEinstein, en la que la arquitectura delespacio-tiempo no es plana y lineal, sinodinámica y curvada. Así se obtuvo laprimera explicación plausible del origendel universo: el universo empezó conuna explosión cataclísmica llamada «bigbang», que lanzó las estrellas y lasgalaxias hacia el exterior en el espacio.Con la obra pionera de George Gamowy sus colegas sobre la teoría del bigbang y la de Fred Hoyle sobre el origen

de los elementos, se erigió un andamioque establecía las líneas generales de laevolución del universo.

En estos momentos se estáproduciendo una tercera revolución queapenas tiene cinco años. Ha sidoiniciada por una batería de instrumentosnuevos de alta tecnología, como lossatélites espaciales, láseres, detectoresde ondas de gravedad, telescopios derayos X y superordenadores de altavelocidad. Contamos actualmente conlos datos más fidedignos hasta elmomento sobre la naturaleza deluniverso, incluyendo su edad, sucomposición y quizás incluso su futuro ysu muerte final.

Los astrónomos se dan cuenta ahora

de que el universo se expande de maneradesenfrenada, que esta expansión seacelera sin límite y que se enfría con eltiempo. Si eso sigue así, nosenfrentamos a la perspectiva de la «grancongelación», cuando el universo sehundirá en la oscuridad y el frío ymorirá toda la vida inteligente.

El presente libro trata de estatercera gran revolución. Es bastantedistinto de mis libros anteriores sobrefísica, El universo de Einstein: cómo lavisión de Albert Einstein transformónuestra comprensión del espacio y eltiempo, e Hiperespacio: una odiseacientífica a través de universosparalelos, distorsiones del tiempo y ladécima dimensión, que contribuyeron a

la introducción de los nuevos conceptosde dimensiones superiores y de la teoríade las supercuerdas. En Mundosparalelos, en lugar de centrarme en elespacio-tiempo, me refiero a losrevolucionarios avances de lacosmología que se han desplegado enlos últimos años, basados en las nuevaspruebas de los laboratorios del mundo yde los límites más exteriores delespacio, y en los nuevos avances enfísica teórica. Mi intención es que puedaleerse y entenderse sin ningunaintroducción previa a la física o lacosmología.

En la primera parte del libro, mecentro en el estudio del universo, con unresumen de los progresos realizados en

las primeras fases de la cosmología, queculminan en la teoría llamada de la«inflación», que nos brinda laformulación más avanzada hasta la fechade la teoría del big bang. En la segundaparte, me centro específicamente en lateoría emergente del multiverso —unmundo formado por múltiples universos,de los cuales el nuestro es sólo uno— yabordo la posibilidad de los agujeros degusano, la curvatura del espacio y eltiempo y cómo las dimensionessuperiores podrían conectarlos. Lateoría de las supercuerdas y la teoría Mnos han permitido dar un primer pasoimportante más allá de la teoría originalde Einstein; nos dan más pruebas de quenuestro universo puede ser uno entre

muchos. Finalmente, en la tercera parte,comento la gran congelación y lo que loscientíficos consideran ahora el fin denuestro universo. También planteo conseriedad, aunque de maneraespeculativa, cómo podría utilizar lasleyes de la física una civilizaciónavanzada en el remoto futuro paraabandonar nuestro universo dentro debillones de años, a fin de entrar en otrouniverso más hospitalario y empezar elproceso de renacimiento o regresar altiempo en que el universo era máscálido.

Con el flujo de nuevos datos queestamos recibiendo hoy, con nuevasherramientas como los satélitesespaciales que pueden explorar los

cielos, con los nuevos detectores deondas de gravedad y los nuevoscolisionadores de átomos a punto de serterminados, los físicos tenemos lasensación de estar entrando en lo quepodría ser la edad de oro de lacosmología. Es, en resumen, un granmomento para ser físico y emprendereste viaje cuyo objetivo es entendernuestros orígenes y el destino deluniverso.

El universo

1. Imágenes deluniverso recién nacido

El poeta sólo pide meterla cabeza en el cielo. Es ellógico el que intenta meter elcielo en su cabeza. Y es sucabeza la que se parte.

G. K. Chesterton

Cuando era pequeño, tenía un

conflicto personal con mis creencias.Mis padres habían sido educados según

la tradición budista, pero yo asistíatodas las semanas a la escuela dominicaly me encantaban las historias bíblicasque me contaban sobre ballenas, arcas,estatuas de sal, costillas y manzanas. Mefascinaban aquellas parábolas delAntiguo Testamento, que eran lo quemás me gustaba de la escuela dominical.Me parecía que las parábolas sobregrandes inundaciones, zarzas ardientes yseparación de aguas eran mucho másemocionantes que los cantos y lameditación budista. En realidad,aquellas historias antiguas de heroísmoy tragedia ilustraban vívidamenteprofundas lecciones morales y éticasque he tenido presentes toda la vida.

Un día, en la escuela dominical,

estudiamos el Génesis. Leer que Diosbramó desde los cielos «Hágase la luz»sonaba mucho más dramático quemeditar en silencio sobre el Nirvana.Por pura curiosidad, pregunté: «¿Diostenía madre?». La profesora solíaresponder con agilidad y siempreofrecía en sus respuestas una profundalección moral. Sin embargo, esta vez sequedó desconcertada. No, respondiódubitativa, seguramente Dios no teníamadre. «Pero entonces, ¿de dóndevino?», pregunté yo. Me contestómurmurando que tendría que consultar lacuestión con el sacerdote.

No me di cuenta de queaccidentalmente había tropezado con unade las grandes preguntas de la teología.

Estaba confundido, porque en elbudismo no hay Dios en absoluto, sinoun universo intemporal sin principio nifinal. Más tarde, cuando empecé aestudiar las grandes mitologías delmundo, aprendí que había dos tipos decosmologías en la religión: la primerabasada en un momento único en el queDios creó el universo y la segundabasada en la idea de que el universosiempre existió y siempre existirá.

Pensé que las dos no podían serciertas.

Más adelante, empecé a descubrirque estos temas comunes aparecían enmuchas culturas. En la mitología china,por ejemplo, en el principio había elhuevo cósmico. El dios niño P'an Ku

residió durante casi una eternidad dentrodel huevo, que flotaba en un mar informede caos. Cuando por fin salió delcascarón, P'an Ku se puso a crecerdesaforadamente, mas de tres metros pordía, hasta que la mitad superior delcascarón se convirtió en el cielo y lainferior en la tierra. Después de 18.000años, murió para que naciera nuestromundo: su sangre se convirtió en losríos, sus ojos en el Sol y la Luna, y suvoz en el trueno.

En muchos aspectos, el mito dep'an Ku refleja un tema que se encuentraen muchas religiones y mitologíasantiguas, y es que el universo inició suexistencia con una creatio ex nihilo(creación a partir de la nada). En la

mitología griega, el universo empezó enun estado de caos (en realidad, lapalabra «caos» viene de la palabragriega que significa «abismo»). Estevacío sin características precisas sedescribe a menudo como un océano, porejemplo en la mitología babilónica yjaponesa. El tema se encuentra en lamitología egipcia antigua, donde Ra, eldios del sol, surgió de un huevo flotante.En la mitología polinesia, el huevocósmico es reemplazado por una cáscarade coco. Los mayas creían en unavariación de esta historia según la cualel universo nace pero muere después decinc.o mil años, sólo para volver aresucitar una y otra vez y repetir elinterminable ciclo de nacimiento y

destrucción.Estos mitos de creatio ex nihilo

ofrecen un claro contraste con lacosmología según el budismo ydeterminadas formas de hinduismo. Enesas mitologías, el universo esintemporal, sin principio ni fin. Haymuchos niveles de existencia, pero elmás alto es el Nirvana, que es eterno ypuede alcanzarse sólo a través de lameditación más pura. En elMahapurana hindú, está escrito: «SiDios creó el mundo, ¿dónde estaba Élantes de la Creación? [...] Has de saberque el mundo no fue creado, como elpropio tiempo, que no tiene principio nifinal».

Estas mitologías están en clara

contradicción unas con otras, sinposibilidades de solución entre ellas.Son mutuamente exclusivas: o eluniverso tuvo un principio o no lo tuvo.Según parece, no hay término medio.

Sin embargo, hoy en día pareceestar surgiendo una solución en unadirección totalmente nueva -el mundo dela ciencia-, como resultado de una nuevageneración de poderosos instrumentoscientíficos que vuelan por el espacioexterior. La antigua mitología se basabaen la sabiduría de los narradores dehistorias para exponer los orígenes delmundo. Hoy en día, los científicossueltan una batería de satélitesespaciales, láseres, detectores de ondasde gravedad, interferómetros,

superordenadores de alta velocidad eInternet, y en el proceso revolucionannuestra comprensión del universo y nosbrindan la descripción más convincentehasta el momento de su creación.

Lo que va surgiendo gradualmentede los datos es una gran síntesis de esasdos mitologías opuestas. Quizás,especulan los científicos, el Génesisocurre repetidamente en un océanointemporal de Nirvana. En esta nuevaimagen, nuestro universo puedecompararse a una burbuja que flota en un«océano» mucho mayor con nuevasburbujas formándose todo el tiempo.Según esta teoría, los universos, comoburbujas que se forman en el aguahirviendo, están en creación continua y

flotan en una zona mucho mayor, elNirvana del hiperespacio de oncedimensiones. Un número cada vez mayorde físicos sugiere que nuestro universosurgió realmente de un cataclismoabrasador, el big bang, pero que tambiéncoexiste en un océano eterno de otrosuniversos. Si tenemos razón, se estánproduciendo big bangs incluso ahora,mientras el lector lee esta frase.

Físicos y astrónomos de todo elmundo especulan ahora sobre cómopueden ser estos mundos paralelos, quéleyes pueden obedecer, cómo nacen ycómo mueren finalmente. Quizás estosmundos paralelos sean estériles ycarezcan de los ingredientes básicos dela vida. O quizá tengan el mismo aspecto

que nuestro universo, separados por unúnico acontecimiento cuántico que haceque difieran del nuestro. Y algunosfísicos especulan que quizás un día, si lavida se vuelve insostenible cuandonuestro universo presente envejezca y seenfríe, podamos vernos obligados aabandonarlo y huir a otro universo.

El motor que guía estas nuevasteorías es el flujo masivo de datos quenos llegan de los satélites espacialesque fotografían restos de la propiacreación. Es de destacar que loscientíficos se centran ahora en lo queocurrió sólo 380.000 años después delbig bang, cuando la «luminiscencia» dela creación llenó por primera vez eluniverso. Quizá la imagen más

convincente de esta radiación de lacreación procede de un nuevoinstrumento llamado «satélite WMAP».

El satélite WMAP

«¡Increíble!» y «¡Un hito!» eran lasexpresiones que emitían en febrero de2003 unos astrofísicos, que normalmenteson personas reservadas, para describirlos valiosos datos cosechados por suúltimo satélite. El WMAP (SondaAnisotrópica de MicroondasWilkinson), que toma su nombre delpionero de la cosmología DavidWilkinson y fue lanzado en 2001, hadado a los científicos una imagendetallada, con una precisión sinprecedentes, del universo cuando tenía

sólo 380.000 años de edad. La colosalenergía derramada por la bola de fuegooriginal que dio nacimiento a lasestrellas y galaxias ha estado circulandopor nuestro universo durante miles demillones de años. Por fin, actualmenteha sido captada en película con detallesexquisitos por el satélite WMAP, quenos ofrece un mapa nunca visto antes,una foto del cielo que muestra conasombrosa minuciosidad la radiación demicroondas creada por el propio bigbang, lo que la revista Time ha llamadoel «eco de la creación». Los astrónomosno volverán a mirar nunca más el cielode la misma manera.

Los descubrimientos del satéliteWMAP representan «para la cosmología

un rito de paso de una ciencia de laespeculación a una ciencia de laprecisión»[1], declaró John Bahcall, delInstituto de Estudios Avanzados dePrinceton. Por primera vez, este diluviode datos del primer periodo de lahistoria del universo ha permitido a loscosmólogos responder de forma precisaa la más antigua de todas las preguntasque han confundido e intrigado a loshumanos desde que contemplaron porprimera vez la resplandeciente bellezacelestial del cielo nocturno. ¿Qué edadtiene el universo? ¿De qué está hecho?¿Cuál es el destino del universo?

(En 1992, un satélite anterior, elCOBE [Explorador del Fondo Cósmico]nos dio las primeras imágenes borrosas

de esta radiación de fondo que llena elcielo. Aunque se trataba de un resultadorevolucionario, no dejaba de serdecepcionante porque daba una imagendesenfocada del universo primigenio, loque no impidió que la prensa,emocionada, titulara la fotografía como«la cara de Dios». Sin embargo, unadescripción más precisa de las imágenesborrosas del COBE sería querepresentaban una «imagen de reciénnacido» del universo en su infancia. Sihoy en día el universo es un hombre deochenta años, las imágenes del COBE, ymás tarde las del WMAP, lo mostrabancomo un recién nacido, con menos de undía de edad.)

La razón por la que el satélite

WMAP puede darnos unas imágenes sinprecedentes del universo en su infanciaes que el cielo nocturno es como unamáquina del tiempo. Como la luz viaja auna velocidad finita, las estrellas quevemos por la noche se ven como fueronen el pasado, no como son hoy. La luz dela Luna tarda poco más de un segundo enllegar a la Tierra, por lo que, cuandomiramos a la Luna, la vemos en realidadtal como era un segundo antes. La luz delSol tarda unos ocho minutos en llegar ala Tierra. Del mismo modo, muchas delas estrellas conocidas que vemos en elcielo están tan lejos que su luz tarda de10 a 100 años en llegar a nuestros ojos.(Dicho de otro modo, están de 10 a 100años luz de la Tierra. Un año luz

equivale a la distancia que la luz recorreen un año, aproximadamente 10 billonesde kilómetros.) La luz de las galaxiaslejanas puede estar de cientos a miles demillones de años luz. Como resultado,representan una luz «fósil», parte de ellaemitida incluso antes de la aparición delos dinosaurios. Algunos de los objetosmás lejanos que podemos ver connuestros telescopios se llaman quásares,grandes máquinas galácticas que generancantidades increíbles de energía cercadel borde del universo visible, quepueden estar a una distancia de 12 a13.000 millones de años luz de laTierra, y, ahora, el satélite WMAP hadetectado una radiación emitida inclusoantes, la de la bola de fuego original que

creó el universo.Para describir el universo, los

cosmólogos utilizan a veces el ejemplode mirar hacia abajo desde lo alto delEmpire State Building, que se eleva másde cien pisos sobre Manhattan. Cuandose mira hacia abajo desde lo alto,apenas puede verse la calle. Si la basedel Empire State Building representa elbig bang, entonces, mirando desdearriba, las galaxias lejanas estarían en ladécima planta. Los quásares distantesvistos desde los telescopios de la Tierraestarían en la séptima planta. El fondocósmico medido por el satélite WMAPestaría apenas una pulgada por encimade la calle. Y ahora el satélite WMAPnos ha dado la medición precisa de la

edad del universo con una asombrosaexactitud del 1%: 13.700 millones deaños.

La misión del WMAP es laculminación de más de una década detrabajo de los astrofísicos. El conceptodel satélite WMAP se propuso a laNASA por primera vez en 1995 y fueaprobado dos años después. El 20 dejunio de 2001, la NASA envió el satéliteWMAP, a bordo de un cohete espacialDelta n, a una órbita solar entre laTierra y el Sol. El destino,cuidadosamente elegido, era el punto 2de Lagrange (o L2, un punto especial deestabilidad relativa cerca de la Tierra).Desde esta posición estratégica, elSatélite siempre apunta lejos del Sol, la

Tierra y la Luna y, por tanto, tiene unavisión totalmente despejada deluniverso. Explora totalmente todo elfirmamento cada seis meses.

Su instrumentación es de tecnologíapunta. Con sus potentes sensores, puededetectar la débil radiación demicroondas dejada por el big bang y quebaña el universo, si bien es absorbida engran parte por nuestra atmósfera. Elsatélite, compuesto de aluminio, mide3,8 por 5 metros y pesa 840 kg. Tienedos telescopios opuestos que enfocan laradiación de microondas presente en elcielo circundante y, cada cierto tiempo,transmite por radio los datos a la Tierra.Tiene sólo 419 vatios de potenciaeléctrica (la potencia de cinco

bombillas ordinarias). Situado a 1,6millones de kilómetros de la Tierra, elsatélite WMAP está muy por encima delas perturbaciones atmosféricas de laTierra, que pueden enmascarar el tenuefondo de microondas, y está encondiciones de hacer lecturas continuasde todo el firmamento.

El satélite completó su primeraobservación de todo el cielo en abril de2002. Seis meses después, se hizo lasegunda observación completa del cielo.Hoy, el satélite WMAP nos haproporcionado el mapa más completo ydetallado de esta radiación que hemostenido nunca. La radiación de fondo demicroondas que detectó el WMAP fuepredicha por primera vez por George

Gamow y su grupo de investigación en1948, que también señalaron que estaradiación era térmica. El WMAP midiósu temperatura, que está un poco porencima del cero absoluto, entre 2,7249 y2,7251° Kelvin.

Imagen tomada por el satélite WMAPdel universo «recién nacido», tal comoera cuando tenía sólo 380.000 años de

edad. Seguramente cada punto

representa una pequeña fluctuacióncuántica en la luminiscencia de lacreación que se ha expandido para

crear las galaxias y los gruposgalácticos que vemos hoy.

A simple vista, el mapa del cielo

del WMAP parece poco interesante; noes más que una colección de puntosaleatorios. Sin embargo, esta colecciónde puntos ha hecho derramar lágrimas aalgunos astrónomos porque representanfluctuaciones o irregularidades en elabrasador cataclismo original del bigbang poco después de que fuera creadoel universo. Estas pequeñasfluctuaciones son como «semillas» quedesde entonces se han expandido

enormemente al explotar hacia fuera elpropio universo. En la actualidad, estaspequeñas semillas han florecido en losgrupos galácticos y galaxias que vemosencenderse en los cielos. En otraspalabras, nuestra propia galaxia de laVía Láctea y todos los grupos galácticosque vemos a nuestro alrededor fueronuna de estas pequeñas fluctuaciones.Midiendo la distribución de dichasfluctuaciones, vemos el origen de losgrupos galácticos como puntos marcadosen el tapiz cósmico que cuelga sobre elcielo nocturno.

Hoy en día, el volumen de datosastronómicos deja atrás las teorías delos científicos. En realidad, yo diría queestamos entrando en una edad de oro de

la cosmología. (A pesar de ser tanimpresionante, es muy probable que elsatélite WMAP se vea empequeñecidopor el satélite Planck, que los europeostienen previsto lanzar en julio de 2008;el Planck brindará a los astrónomosimágenes todavía más detalladas de laradiación de fondo de microondas.) Porfin la cosmología llega a la mayoría deedad y, después de languidecer duranteaños en una ciénaga de especulación yconjeturas, emerge de las sombras de laciencia. Históricamente, los cosmólogoshan sido víctimas de una reputación untanto desagradable. La pasión con la queproponían grandiosas teorías deluniverso sólo era comparable a laasombrosa pobreza de sus datos. Como

solía bromear el premio Nobel LevLandau: «Los cosmólogos se equivocana menudo pero nunca dudan». La cienciatiene un viejo dicho: «Hay especulación,después más especulación, y despuésestá la cosmología».

Como estudiante de último curso deFísica en Harvard a finales de 1960,acaricié brevemente la posibilidad deestudiar cosmología. Desde la infanciame fascinaba el origen del universo. Sinembargo, una rápida mirada a laespecialidad me dejó claro que era deun primitivismo embarazoso. No setrataba en absoluto de una cienciaexperimental, en la que uno puedecomprobar hipótesis con instrumentosprecisos, sino más bien de una colección

de teorías sueltas altamenteespeculativas. Los cosmólogosentablaban acalorados debates sobre siel universo nació a consecuencia de unaexplosión cósmica o si siempre haexistido en estado constante. Pero, contan pocos datos, las teorías rápidamentedejaban atrás los datos. En realidad,cuantos menos datos, más feroz era eldebate.

A lo largo de la historia de lacosmología, esta escasez de datosfiables fue motivo de amargasenemistades entre astrónomos, que amenudo duraban décadas. (Por ejemplo,justo antes de que el astrónomo AllanSandage del Observatorio de MountWilson, tuviera previsto ofrecer una

conferencia sobre la edad del universo,el orador anterior anunciósarcásticamente: «Lo que oirán acontinuación es una sarta de errores»[2].y Sandage, sabedor de que un gruporival había generado mucha publicidad,gritó: «Todo eso son sandeces. ¡Es laguerra... es la guerra!»[3].

La edad del universo

Los astrónomos han tenido uninterés especial por conocer la edad deluniverso. Durante siglos, académicos,sacerdotes y teólogos han intentadoestimar la edad del universo utilizandoel único método que tenían a sudisposición: la genealogía de la

humanidad desde Adán y Eva. En elúltimo siglo, los geólogos han utilizadola radiación residual depositada en lasrocas para conseguir la mejorestimación de la edad de la Tierra. Encomparación, el satélite WMAP hamedido hoy el eco del propio big bangpara proporcionarnos la edad másfidedigna del universo. Los datos delWMAP revelan que el universo tuvo suinicio en una explosión cósmica que seprodujo hace 13.700 millones de años.

(A lo largo de los años, uno de loshechos más embarazosos que asediabana la cosmología era que a menudo,debido a datos incorrectos, el cálculorevelaba que la edad del universo erainferior a la de los planetas y las

estrellas. Las estimaciones previas de laedad del universo eran de sólo 1.000 a2.000 millones de años, lo quecontradecía la edad de la Tierra [4.500millones de años] y de las estrellas másviejas [12.000 millones de años]. Estascontradicciones han sido superadas.)

El WMAP ha añadido un nuevo yextraño giro al debate sobre lacomposición del universo, una cuestiónque ya se plantearon los griegos hacedos mil años. Durante el siglo pasado,los científicos creían conocer larespuesta a esta pregunta. Después demiles de experimentos concienzudos,habían llegado a la conclusión de que eluniverso estaba hecho básicamente decien tipos diferentes de átomos,

dispuestos en un gráfico periódicoordenado que empezaba por elhidrógeno elemental. Esto forma la basede la química moderna y es, en realidad,lo que se enseña en la clase de cienciade todos los institutos. El WMAP hadestruido esta creencia.

El satélite WMAP, confirmandoexperimentos previos, demostró que lamateria visible de nuestro alrededor(incluyendo las montañas, los planetas,las estrellas y las galaxias) constituye unmísero 4 % del contenido de materia yenergía del universo. (De este 4 %, lamayor parte se encuentra en forma dehidrógeno y helio, y probablemente sóloel 0,03 % adopta la forma de elementospesados.) La mayor parte del universo

está constituida, en realidad, por unmaterial misterioso e invisible, deorigen totalmente desconocido. Loselementos familiares que forman nuestromundo constituyen sólo el 0,03 % deluniverso. En cierto sentido, ahora quelos físicos se enfrentan al hecho de queel universo está dominado por formastotalmente nuevas y desconocidas demateria y energía, la ciencia estáretrocediendo varios siglos para situarseantes de la aparición de la hipótesisatómica.

Según el WMAP, el 23% deluniverso está constituido por unasustancia extraña e indeterminadallamada «materia oscura», que tienepeso, rodea las galaxias con un halo

gigantesco, pero es totalmente invisible.La materia oscura es tan dominante yabundante que, en nuestra galaxia de laVía Láctea, supera a todas las estrellaspor un factor de la. Aunque es invisible,esta extraña materia oscura puede serobservada indirectamente por loscientíficos porque refracta la luz de lasestrellas, como el vidrio, y de ese modopuede ser localizada por la cantidad dedistorsión óptica que genera.

Refiriéndose a los extrañosresultados obtenidos por el satéliteWMAP, John Bahcall, astrónomo dePrinceton, dijo: «Vivimos en ununiverso inverosímil y loco, pero yaconocemos las características que lodefinen»[4].

Pero quizá la mayor sorpresa delos datos del WMAP, los cualeshicieron tambalearse a la comunidadcientífica, fue que el 73 % del universo,la mayor parte con diferencia, estáconstituido por una forma totalmentedesconocida de energía llamada«energía oscura» que es la energíainvisible oculta en el vacío del espacio.Concebida por el propio Einstein en1917 y descartada más adelante por elmismo (la calificó como su «mayordisparate»), la energía oscura, o laenergía de la nada o del espacio vacío,está resurgiendo como la fuerza motorade todo el universo. Ahora se cree quela energía oscura crea un nuevo campode antigravedad que separa a las

galaxias. El destino final del universoestará determinado por la energíaoscura.

En la actualidad nadie sabe dedónde procede esta «energía de lanada». «Francamente, no lo entendemos.Sabemos cuáles son sus efectos [pero]no tenemos clave alguna [...] nadie latiene»[5], admite Craig Hagan,astrónomo de la Universidad deWashington, en Seattle.

Si tomamos la última teoría de laspartículas subatómicas e intentamoscalcular el valor de esta energía oscura,encontramos una discrepancia de unamagnitud de 10120(es decir, un 1 seguidode 120 ceros). Esta discrepancia entreteoría y experimento es, sin lugar a

dudas, el mayor abismo jamásencontrado en la historia de la ciencia.Es una de las cosas que más nosavergüenza: nuestra mejor teoría nopuede calcular el valor de la mayorfuente de energía de todo el universo.Desde luego, hay un estante lleno depremios Nobel a la espera de que algúnindividuo emprendedor puedadesentrañar el misterio de la materiaoscura y de la energía oscura.

Inflación

Los astrónomos todavía intentandesenmarañar la avalancha de datos delWMAP que, al tiempo que erradicaconcepciones más antiguas del universo,va dando lugar a una nueva imagen del

cosmos. «Hemos puesto la piedraangular de una teoría coherenteunificada del cosmos»[6], declaraCharles L. Bennett, director de unequipo internacional que colaboró en laconstrucción y análisis del satéliteWMAP. Hasta ahora, la teoría principalera la «teoría inflacionaria deluniverso», un gran refinamiento de lateoría del bing bang, propuesta porprimera vez por el físico Alan Guth, delMIT. En el panorama inflacionario, en laprimera billonésima de una billonésimade segundo, una misteriosa fuerzaantigravitatoria hizo que el universo seexpandiera con más rapidez de lo que sepensaba en un principio. El periodoinflacionario fue inimaginablemente

explosivo y el universo se expandió conmucha más rapidez que la velocidad dela luz. (Eso no viola el principio deEinstein de que nada puede viajar másrápido que la luz, porque es el espaciovacío el que se expande. Los objetosmateriales no pueden romper la barrerade la luz.) En una fracción de segundo,el universo se expandió por un factorinimaginable de 1010.

Para visualizar la potencia de esteperiodo inflacionario, imaginemos unglobo que se infla rápidamente, con lasgalaxias pintadas en la superficie. Eluniverso que vemos poblado de estrellasy galaxias se encuentra en la superficiede este globo, más que en su interior.Ahora dibujemos un círculo

microscópico en la superficie del globo.Este pequeño círculo representa eluniverso visible, todo lo que podemosver con nuestros telescopios. (Encomparación, si todo el universo visiblefuera tan pequeño como una partículasubatómica, el universo real sería muchomás grande que el universo visible quevemos a nuestro alrededor.) Dicho deotro modo, la expansión inflacionariafue tan intensa que hay regiones enterasdel universo más allá de nuestrouniverso visible que siempre estaránfuera de nuestro alcance.

En realidad, la inflación fue tanenorme que cerca de nosotros el globoparece plano, un hecho que ha sidoverificado experimentalmente por el

satélite WMAP. Del mismo modo que laTierra nos parece plana debido a nuestrapequeñez comparados con el radio de laTierra, el universo parece plano sóloporque está curvado a una escala muchomás grande. Partiendo de la base de queel universo se vio sometido a esteproceso de inflación, casi podemosexplicar sin esfuerzo muchos de losenigmas del universo, como por quéparece ser plano y uniforme. Hablandode la teoría de la inflación, el físico JoelPrimack ha dicho: «Ninguna teoría tanbella como ésta ha sido nuncaerrónea»[7].

El multiverso

El universo inflacionario, aunquecoherente con los datos del satéliteWMAP, no responde todavía a lapregunta de qué causó la inflación. ¿Quépuso en marcha esta fuerzaantigravitatoria que infló el universo?Hay más de cincuenta propuestas paraexplicar qué puso en marcha la inflacióny qué fue lo que le puso fin, creando eluniverso que vemos a nuestro alrededor.Pero no hay un consenso universal. Lamayoría de los físicos coinciden en laidea central de un rápido periodoinflacionario, pero no hay propuestasdefinitivas sobre cuál es el motor de lainflación.

Como nadie sabe exactamentecómo empezó la inflación, siempre

existe la posibilidad de que puedaproducirse otra vez el mismomecanismo, que las explosionesinflacionarias puedan ocurrirrepetidamente. Ésta es la idea quepropone el físico ruso Andrei Linde, dela Universidad de Stanford: fuera cualfuese el mecanismo que hizo que partedel universo se inflara súbitamente,sigue en funcionamiento, causandoquizás aleatoriamente que también seinflen otras regiones distantes deluniverso.

Según esta teoría, un pequeñopedazo de universo puede inflarsesúbitamente y «echar brotes», haciendoque surja un universo «hijo» o «bebé»,que a su vez puede hacer que brote otro

universo recién nacido, y asísucesivamente. Imaginemos quesoplamos burbujas de jabón en el aire.Si soplamos con la fuerza suficiente,vemos que algunas de las burbujas separten por la mitad y generan nuevasburbujas. Del mismo modo, losuniversos pueden estar dando a luzcontinuamente nuevos universos. En estepanorama, pueden estar ocurriendo bigbangs continuamente. Si es así, puedeser que vivamos en un mar de universos,en una especie de burbuja flotando en unocéano de otras burbujas. En realidad,una palabra mejor que «universo» sería«multiverso» o «megaverso».

Linde da a esta teoría el nombre deinflación eterna autorreproducida o

«inflación caótica», porque prevé unproceso interminable de inflacióncontinua de universos paralelos. «Lainflación viene a imponernos la idea demúltiples universos»[8], declara AlanGuth, que fue el primero que propuso lateoría de la inflación.

Esta teoría también implica que, enalgún momento, nuestro universo puedegenerar su propio universo. Quizánuestro propio universo tuvo suprincipio al surgir de un universoanterior más antiguo.

Como dijo el astrónomo real deGran Bretaña, Sir Martin Rees: «Lo quese llama convencionalmente "eluniverso" podría ser sólo un elementode un conjunto. Pueden existir otras

formas incontables donde las leyes seandiferentes. El universo del que hemosemergido pertenece al subconjuntoinusual que permite que se desarrolle lacomplejidad y la conciencia»[9].

Cada vez hay más pruebas teóricaspara sostener la existencia de un

multiverso del que siguen brotando osaliendo otros universos como retoños.

Si es así, se unificarían dos de lasgrandes mitologías religiosas, elGénesis y el Nirvana. El Génesis

tendría lugar continuamente dentro dela estructura del Nirvana intemporal.

Toda esta actividad de

investigación sobre el tema delmultiverso ha dado pie a especularsobre qué aspecto pueden tener esosotros universos, si albergan vida eincluso si es posible llegar a establecercontacto con ellos. Científicos de CalTech, MIT, Princeton, y otros centros deconocimiento han realizado cálculospara determinar si la presentación de ununiverso paralelo es coherente con lasleyes de la física.

La teoría M y la undécimadimensión

En otros tiempos, la simple idea deuniversos paralelos era vista con

sospecha por parte de los científicos,que la consideraban propia de místicos,charlatanes y chiflados. Cualquiercientífico que se atreviese a trabajarsobre universos paralelos se exponía alridículo y ponía en riesgo su carrera, yaque ni siquiera hoy hay ninguna pruebaexperimental que demuestre suexistencia.

Pero recientemente se ha producidoun cambio espectacular y las mejoresmentes del planeta trabajanfrenéticamente sobre el tema. La razónde este cambio súbito es la aparición deuna nueva teoría, la teoría de cuerdas, ysu versión posterior, la teoría M, queprometen no sólo desentrañar lanaturaleza del multiverso, sino también

permitirnos «leer la Mente de Dios»,como dijo Einstein con elocuencia enuna ocasión. Si se demostrase que escorrecta, representaría el logro supremode los últimos dos mil años deinvestigación en física, desde que losgriegos empezaron la búsqueda de unaúnica teoría coherente y comprensivadel universo.

El número de trabajos publicadossobre la teoría de cuerdas y la teoría Mes extraordinario y alcanza las decenasde miles. Se han celebrado cientos deconferencias internacionales sobre eltema. En todas las universidadesimportantes del mundo hay algún grupoque trabaja sobre la teoría de cuerdas oque intenta aprenderla

desesperadamente. Aunque la teoría nopuede probarse con los débilesinstrumentos que tenemos hoy en día, hadespertado un interés enorme entrefísicos, matemáticos e inclusoexperimentalistas, que en el futuroesperan demostrar la periferia de lateoría mediante poderosos detectores deondas gravitatorias en el espacioexterior y grandes colisionadores deátomos.

A la larga, esta teoría puederesponder a la pregunta que haperseguido a los cosmólogos desde quese propuso por primera vez la teoría delbig bang: ¿qué pasó antes del big bang?

Esto nos exige movilizar toda lafuerza de nuestro conocimiento físico,

de todos los descubrimientos de la físicaacumulados a lo largo de los siglos.Dicho de otro modo, necesitamos una«teoría del todo», una teoría de todas lasfuerzas físicas que mueven el universo.Einstein pasó los últimos treinta años desu vida buscando esta teoría, pero no loconsiguió.

En el presente, la principal (yúnica) teoría que puede explicar ladiversidad de las fuerzas que guían eluniverso es la teoría de la cuerdas o, ensu última encarnación, la teoría M. (Mquiere decir «membrana», pero tambiénpuede querer decir «misterio», «magia»e, incluso, «madre». Aunque la teoría decuerdas y la teoría M son esencialmenteidénticas, la teoría M es un marco más

misterioso y sofisticado que unificavarias teorías de cuerdas.)

Desde la época de los griegos, losfilósofos han especulado con que losbloques fundamentales que constituyenla materia podrían estar hechos depequeñas partículas llamadas «átomos».Hoy en día, con nuestros poderososcolisionadores de átomos y aceleradoresde partículas, podemos dividir al propioátomo en electrones y núcleo, que a suvez pueden ser divididos en partículassubatómicas más pequeñas todavía. Perolo descorazonador fue que, en lugar deun marco elegante y sencillo, se vio quede nuestros aceleradores salían cientosde partículas con nombres extrañoscomo neutrinos, quarks, mesones,

leptones, hadrones, gluones, bosones W,etcétera. Es difícil creer que lanaturaleza, en su nivel más fundamental,pueda crear una confusa jungla deextrañas partículas subatómicas.

La teoría de cuerdas y la teoría Mse basan en la idea sencilla y elegantede que la desconcertante variedad departículas subatómicas que forman eluniverso es similar a las notas quepueden tocarse en la cuerda de un violíno sobre una membrana como la delparche del tambor. (No se trata decuerdas y membranas ordinarias; existenen el hiperespacio de diez y oncedimensiones.)

Tradicionalmente, los físicos veíanlos electrones como partículas puntuales

infinitesimalmente pequeñas. Ellosignificaba que los físicos tenían queintroducir una partícula puntual diferentepara cada una de los cientos departículas subatómicas que encontraban,lo cual resultaba muy confuso. Perosegún la teoría de cuerdas, si tuviéramosun supermicroscopio que pudiera ver elcorazón de un electrón, veríamos que nose trata en absoluto de una partículapuntual, sino de una pequeña cuerdavibrante. Sólo parecía ser una partículapuntual porque nuestros instrumentos sondemasiado rudimentarios.

Esta pequeña cuerda, a su vez,vibra a diferentes frecuencias yresonancias. Si punteáramos esta cuerdavibradora, cambiaría de forma y se

convertiría en otra partícula subatómica,como un quark. Si la volvemos apuntear, se convierte en un neutrino. Deeste modo, podemos explicar latormenta de partículas subatómicascomo algo parecido a diferentes notasmusicales en la cuerda. Ahora podemosreemplazar los cientos de partículassubatómicas vistas en el laboratorio porun solo objeto, la cuerda.

En este nuevo vocabulario, lasleyes de la física, cuidadosamenteconstruidas después de miles de años deexperimentación, no son más que lasleyes de la armonía que puedenescribirse para cuerdas y membranas.Las leyes de la química son las melodíasque uno puede tocar con estas cuerdas.El universo es una sinfonía de cuerdas.

Y la «Mente de Dios», de la queEinstein escribió con tanta elocuencia,es la música cósmica que resuena entodo el hiperespacio. (Lo que planteaotra pregunta: si el universo es unasinfonía de cuerdas, ¿hay uncompositor? Respondo a esta preguntaen el capítulo 12.)

El fin del universo

El WMAP no sólo nos permiteapreciar con exactitud el universoprimigenio sino que también nos da laimagen más detallada de cómo moriránuestro universo. De la misma maneraque al principio de los tiempos lamisteriosa fuerza antigravitatoriaempujó a las galaxias y las separó, esta

misma fuerza antigravitatoria está ahoraempujando el universo hacia su destinofinal. Anteriormente, los astrónomospensaban que la expansión del universose iba reduciendo gradualmente. Ahorasomos conscientes de que en realidad eluniverso se está acelerando y lasgalaxias se van alej ando de nosotros auna velocidad cada vez mayor. Lamisma energía oscura que constituye el73 % de la materia y energía deluniverso está acelerando su expansión,empujando y separando las galaxias avelocidades cada vez mayores. «Eluniverso se está comportando como unconductor que desacelera al acercarse alsemáforo en rojo y pulsa el aceleradorcuando la luz se pone verde»[10], dice

Adam Riess, del Space TelescopeInstitute.

A no ser que ocurra algo queinvierta esta expansión, en 150.000millones de años nuestra galaxia de laVía Láctea puede volverse bastantesolitaria, con el 99,99999% de todas lasgalaxias cercanas precipitándose haciael borde del universo visible. Lasgalaxias que nos son familiares en elcielo nocturno se alejarán de nosotroscon tanta rapidez que su luz no nosalcanzará nunca. Las galaxias en sí nodesaparecerán, pero estarán demasiadolejos para que nuestros telescopiospuedan observarlas. Aunque el universovisible contiene aproximadamente100.000 millones de galaxias, en

150.000 millones de años sólo unosmiles de galaxias del supergrupo localde galaxias serán visibles. Más allá enel tiempo, sólo nuestro grupo local, queconsiste en unas treinta y seis galaxias,comprenderá todo el universo visible,mientras que miles de millones degalaxias superarán el límite delhorizonte. (Eso se debe a que lagravedad dentro del grupo local essuficiente para superar esta expansión.Irónicamente, a medida que las galaxiaslejanas desaparecen de nuestra vista,cualquier astrónomo que viva en esta eraoscura puede fracasar por completo enla detección de una expansión en eluniverso, ya que el grupo local degalaxias no se expande internamente. En

un futuro lejano, puede que losastrónomos que analicen el cielonocturno por primera vez no se dencuenta de que hay una expansión yconcluyan que el universo es estático yestá formado por sólo treinta y seisgalaxias.)

Si esta fuerza antigravitatoriacontinúa, a la larga el universo moriráen una gran congelación. Toda la vidainteligente del universo acabarácongelándose y agonizará cuando latemperatura del espacio profundo caigahasta el cero absoluto, estado en que lasmoléculas apenas pueden moverse. Enalgún momento, dentro de billones ybillones de años, las estrellas dejarán debrillar, sus fuegos nucleares se

extinguirán cuando se les agote elcombustible y el cielo nocturno seoscurecerá para siempre. La expansióncósmica sólo dejará un universo frío ymuerto de estrellas enanas negras,estrellas de neutrones y agujeros negros.Y en un futuro todavía más lejano, lospropios agujeros negros evaporarán suenergía, dejando una niebla fría y sinvida de partículas elementales a laderiva. En un universo inhóspito y frío,la vida inteligente es físicamenteimposible según cualquier definiciónconcebible. Las férreas leyes de latermodinámica prohíben la transferenciade toda información en un entornocongelado de este tipo, y toda vidacesará necesariamente.

La primera toma de conciencia deque a la larga el universo puede moriren el hielo se hizo en el siglo XVIII.Comentando el depresivo concepto deque las leyes de la física aparentementecondenan toda la vida inteligente,Charles Darwin escribió: «Creyendocomo creo que en un futuro lejano elhombre será una criatura mucho másperfecta que ahora, es intolerable la ideade que él y todos los demás seressensibles estén condenados a lacompleta aniquilación después de unprogreso continuado tan lento»[11].Desgraciadamente, los últimos datos delsatélite WMAP parecen confirmar lospeores temores de Darwin.

Fuga hacia el hiperespacio

Es una ley de la física que la vidainteligente del universo se enfrentaránecesariamente a su muerte. Perotambién es una ley de la evolución que,cuando el entorno cambia, la vida tieneque abandonarlo, adaptarse a él o morir.Como es imposible adaptarse a ununiverso que se congela hasta morir, lasúnicas opciones son o morir oabandonar el universo. Cuandopensamos en la muerte final deluniverso, ¿es posible que dentro debillones de años haya civilizaciones conla tecnología necesaria para abandonarnuestro universo en un «salvavidas»dimensional y dirigirse hacia otro

planeta mucho más joven y caliente? ¿Outilizarán su tecnología superior paraconstruir una «urdimbre de tiempo» yviajar hacia su propio pasado, cuandolas temperaturas eran mucho máscálidas?

Algunos físicos han propuesto unaserie de planes plausibles, aunqueextremadamente especulativos, queutilizando la física más avanzadadisponible, proporcionan una miradamás realista a los portales o entradasdimensionales a otro universo. Laspizarras de los laboratorios de física detodo el mundo están llenas deecuaciones abstractas con cálculossobre si podría usarse o no la «energíaexótica» y los agujeros negros para

encontrar un pasadizo hacia otrouniverso. ¿Puede una civilizaciónavanzada, quizás unos millones o milesde millones más avanzada que nosotrosen tecnología, explotar las conocidasleyes de la física para entrar en otrosuniversos?

El cosmólogo Stephen Hawking, dela Universidad de Cambridge, bromeó alrespecto en una ocasión: «Los agujerosde gusano, si existen, serían ideales paraun rápido viaje espacial. Uno podríaatravesar el agujero hasta el otro lado dela galaxia y estar de vuelta a la hora dela cena»[12].

Y si los agujeros de gusano y losportales dimensionales son demasiadopequeños para permitir el éxodo

definitivo del universo, hay otra opcióndefinitiva: reducir el contenido total deinformación de una civilizaciónavanzada inteligente al nivel molecular einyectarla a través de la entrada, paraque se reensamble ella misma al otrolado. De este modo, toda unacivilización puede inyectar su semilla através de la entrada dimensional yrestablecerse en toda su gloria. Elhiperespacio, en lugar de ser un juguetepara físicos teóricos, podría convertirsepotencialmente en la salvacióndefinitiva de la vida inteligente en ununiverso al borde de la muerte.

Pero para entender del todo lasimplicaciones de este acontecimiento,debemos entender primero cómo los

cosmólogos y físicos han llegadoconcienzudamente a estas asombrosasconclusiones. En el curso de Mundosparalelos, revisaremos la historia de lacosmología, subrayando las paradojasque han infestado este campo durantesiglos, y concluiremos con la teoría dela inflación, que, aunque coherente contodos los datos experimentales, nosobliga a considerar el concepto demúltiples universos.

2. El universoparadójico

Si Dios me hubiereconsultado sobre el sistemadel universo, le habría dadounas cuantas ideas.

Alfonso X el Sabio

Maldito sea el sistemasolar. Mala luz; planetasdemasiado distantes; cometasmolestos; articulación débil;podría hacer uno mejor yo

mismo.Lord Jeffrey

En la obra de teatro Como gustéis,

Shakespeare escribió las inmortalespalabras:

El mundo entero es ungran escenario,

y los hombres y mujeresson sólo actores

que entran en escena ysalen de ella.

Durante la Edad Media, el mundo

era realmente un escenario, aunque

pequeño y estático, que consistía en unaTierra diminuta y plana alrededor de lacual se movían misteriosamente loscuerpos celestes en sus perfectas órbitascelestiales. Los cometas seconsideraban augurios que presagiabanla muerte de los reyes. Cuando el grancometa de 1066 sobrevoló Inglaterra,los soldados sajones del rey Harold sesintieron aterrorizados y fueron prontoderrotados por las victoriosas tropas deGuillermo el Conquistador, preparandoasí el escenario para la formación de laInglaterra moderna.

Este mismo cometa volvió asobrevolar Inglaterra en 1682 e inspirónuevamente respeto y temor en todaEuropa. Parecía que todo el mundo,

desde los campesinos a los reyes, estabahechizado por aquel visitante inesperadoque recorría los cielos. ¿De dónde veníael cometa? ¿Hacia dónde iba y quésignificaba?

Un caballero rico, Edmund Halley,astrónomo aficionado, estaba tanintrigado por el cometa que recabó laopinión de uno de los grandescientíficos de su época, Isaac Newton.Cuando preguntó a Newton qué fuerzapodía controlar el movimiento delcometa, éste le respondió tranquilamenteque el cometa se movía en elipse aconsecuencia de una ley de fuerza delcuadrado inverso (es decir, la fuerza queimpulsa al cometa disminuye con elcuadrado de su distancia al Sol). En

realidad, dijo Newton, había exploradoel cometa con un telescopio inventadopor él mismo (el telescopio reflectorutilizado hoy en día por astrónomos detodo el mundo) y su recorrido seguía laley de gravitación que él habíadesarrollado veinte años antes.

Halley le escuchó perplejo eincrédulo. «¿Cómo lo sabe?»[1], lepreguntó. «Bueno, lo he calculado», lecontestó Newton. Ni en sus sueños másatrevidos podía Halley haber esperadodescubrir que el secreto de los cuerposcelestiales, que había confundido a lahumanidad desde que los primeroshumanos contemplaron el firmamento,podía explicarse mediante una nueva leyde la gravedad.

Asombrado por la importancia deaquel avance monumental, Halley seofreció generosamente a financiar lapublicación de esta nueva teoría. En1687, con el estímulo y la financiaciónde Halley, Newton publicó su obraépica Philosophiae Naturalis PrincipiaMathematica (Principios matemáticosde la filosofía natural), aclamada comouna de las obras más importantes jamáspublicadas. De pronto, científicos queignoraban las leyes más grandes delsistema solar fueron capaces depredecir, con una precisión absoluta, elmovimiento de los cuerpos celestes.

Fue tan grande el impacto de losPrincipia en los salones y cortes deEuropa que el poeta Alexander Pope

escribió:

La naturaleza y sus leyesyacían ocultas en la noche,

dijo Dios: «¡HágaseNewton!». Y todo fue luz.

(Halley se dio cuenta de que, si la

órbita del cometa era una elipse, podíacalcularse cuándo podría volver asobrevolar Londres. Buscando antiguosregistros, descubrió que los cometas de1531, 1607 Y 1682 eran en realidad elmismo. El cometa que fue tan crucialpara la creación de la Inglaterramoderna en 1066 había sido visto porotras personas a lo largo de la historia,

entre ellas Julio César. Halley predijoque el cometa volvería en 1758, muchodespués de la muerte de Newton y de élmismo. Cuando, efectivamente, elcometa volvió realmente el día deNavidad de aquel año, en el momentoprevisto, se le bautizó como cometaHalley.)

Newton había descubierto la leyuniversal de la gravedad veinte añosantes, cuando la peste negra hizo cerrarla Universidad de Cambridge y se vioobligado a retirarse a su propiedad ruralen Woolsthorpe. Recordaba con afectoque, mientras recorría su finca, vio caeruna manzana y se planteó una preguntaque cambiaría el curso de la historiahumana: si una manzana cae, ¿cae

también la Luna? En un brillante golpede genio, Newton se dio cuenta de quelas manzanas, la Luna y los planetasobedecían a la misma ley de gravitación,que todos caían sometidos a una ley delcuadrado inverso. Cuando Newtondescubrió que las matemáticas del sigloXVII eran demasiado primitivas pararesolver esta ley de fuerza, inventó unanueva rama de las matemáticas, elcálculo, para determinar el movimientode caída de manzanas y lunas.

En los Principia, Newton tambiénhabía descrito las leyes de la mecánica,las leyes que determinan las trayectoriasde todos los cuerpos terrestres ycelestes. Estas leyes sentaron la basepara diseñar máquinas, aprovechar la

energía del vapor y crear locomotoras,que a su vez allanaron el camino de laRevolución Industrial y la civilizaciónmoderna. Hoy en día, todo rascacielos,puente o cohete se construye basándoseen las leyes del movimiento de Newton.

Newton no sólo nos dio las leyeseternas del movimiento; también dio unvuelco a nuestra visión del mundoprocurándonos una imagen radicalmentenueva del universo, en la que lasmisteriosas leyes que gobiernan loscuerpos celestes eran idénticas a las quegobiernan la Tierra. El escenario de lavida ya no estaba rodeado de terriblesaugurios de los cielos; las mismas leyesque se aplicaban a los actores tambiéneran aplicables al decorado.

La paradoja de Bentley

Con enorme ambición, los

Principia plantearon las primerasparadojas sobre la construcción deluniverso. Si el mundo es un escenario,¿cómo es de grande? ¿Es infinito ofinito? Es una pregunta con unaantigüedad de siglos; el filósofo romanoLucrecio ya estaba fascinado por ella.«El Universo no está limitado enninguna dirección»[2], escribió. «Si loestuviera, necesariamente tendría quetener un límite en alguna parte. Pero estáclaro que una cosa no puede tener unlímite a no ser que haya algo fuera deella que la limite. [...] En todas las

dimensiones, a un lado u otro, haciaarriba o hacia abajo en todo el universo,no hay fin.»

Pero la teoría de Newton tambiénrevelaba las paradojas inherentes acualquier teoría de un universo finito oinfinito. Las preguntas más sencillasllevan a un barrizal de contradicciones.Cuando aún se regocijaba en la fama quele había brindado la publicación de susPrincipia, Newton descubrió que suteoría de la gravedad estabanecesariamente plagada de paradojas.En 1692, un clérigo, el reverendoRichard Bentley, le escribió una carta deuna sencillez que desarmaba pero quepreocupó a Newton. Dado que lagravedad era siempre atractiva y no

repulsiva, le escribió Bentley, esosignificaba que cualquier grupo deestrellas colapsaría naturalmente haciasu centro. Si el universo era finito, elcielo nocturno, en lugar de ser eterno yestático, sería escenario de unexterminio increíble en el que lasestrellas se precipitarían unas sobreotras y se fusionarían en unasuperestrella ardiente. Pero Bentleytambién apuntaba que, si el universo erainfinito, la fuerza de cualquier objetoque lo empujara a derecha o izquierdatambién sería infinita y, por tanto, lasestrellas quedarían hechas trizas encataclismos abrasadores.

Al principio, parecía que Bentleyle había dado jaque mate a Newton. O

bien el universo era finito (y secolapsaba en una bola de fuego), o bienera infinito (en cuyo caso las estrellasexplotarían). Ambas posibilidades eranun desastre para la joven teoríapropuesta por Newton. Este problema,por primera vez en la historia, reveló lasparadojas sutiles pero inherentes queacosan a cualquier teoría de la gravedadcuando se aplica a todo el universo.

Tras pensarlo minuciosamente,Newton le contestó diciendo que habíaencontrado una escapatoria a suargumentación. Él prefería un universoinfinito pero que fuera totalmenteuniforme. Así, si una estrella esarrastrada hacia la derecha por unnúmero infinito de estrellas, este tirón

queda anulado por uno igual de otrasecuencia infinita de estrellas en la otradirección. Todas las fuerzas estánequilibradas en todas direcciones,creando un universo estático. Por tanto,si la gravedad siempre es atractiva, laúnica solución a la paradoja de Bentleyes tener un universo uniforme infinito.

Sin duda, Newton había encontradouna escapatoria a la argumentación deBentley, pero era lo bastante inteligentepara darse cuenta de la debilidad de supropia respuesta. Admitía en una cartaque su solución, aunque técnicamentecorrecta, era inherentemente inestable.El universo uniforme pero infinito deNewton era como un castillo de naipes:aparentemente estable, pero propenso a

derrumbarse a la mínima perturbación.Podía calcularse que, si una sola estrellavibraba mínimamente, desencadenaríauna reacción en cadena y los grupos deestrellas empezarían a desintegrarseinmediatamente. La débil respuesta deNewton fue apelar a «un poder divino»que impedía que su castillo de naipes sedesmoronara. «Se necesita un milagrocontinuo para impedir que el Sol y lasestrellas fijas se precipiten a través dela gravedad»[3], escribió.

Para Newton, el universo era comoun reloj gigante al que Dios había dadocuerda al principio de los tiempos y quedesde entonces había funcionado segúnlas tres leyes del movimiento, sininterferencia divina. Pero, de vez en

cuando, Dios tenía que intervenir yretocar un poco el universo para impedirque se desmoronara. (Dicho de otromodo, de vez en cuando Dios tiene queintervenir para impedir que losdecorados del escenario de la vida sederrumben y caigan sobre los actores.)

La paradoja de Olbers

Además de la paradoja de Bentley,había una paradoja más profundainherente a cualquier universo infinito.La paradoja de Olbers empiezapreguntando por qué el cielo nocturno esnegro. Astrónomos tan antiguos comoJohannes Kepler ya vieron que si eluniverso fuera uniforme e infinito,dondequiera que se mirase, se vería la

luz de un número infinito de estrellas.Mirando a cualquier punto en el cielonocturno, nuestra línea de visióncruzaría un número incontable deestrellas y, por tanto, recibiría unacantidad infinita de luz de las estrellas.Así pues, ¡el cielo nocturno deberíaestar ardiendo! El hecho de que el cielonocturno sea negro, no blanco, haplanteado una paradoja cósmica sutilpero profunda durante siglos.

La paradoja de Olbers, como laparadoja de Bentley, es engañosamentesencilla, pero ha atormentado a muchasgeneraciones de filósofos y astrónomos.Tanto la paradoja de Bentley como la deOlbers dependen de la observación deque, en un universo infinito, las fuerzas

gravitacionales y los rayos de luzpueden sumarse para dar resultadosinfinitos y sin sentido. A lo largo de lossiglos, se han propuesto decenas derespuestas incorrectas. La preocupaciónde Kepler por esta paradoja le llevó alextremo de postular que el universo erafinito y estaba encerrado en una cáscara,y que por tanto, sólo podía llegar anuestros ojos una cantidad finita de luzde las estrellas.

La confusión creada por estaparadoja es tal que un estudio de 1987demostró que el setenta por ciento de loslibros de texto de astronomía daban larespuesta incorrecta.

En principio, uno podría intentarresolver la paradoja de Olbers

estableciendo que la luz de las estrellases absorbida por las nubes de polvo.Ésta es la respuesta que dio el propioHeinrich Wilhelm Olbers en 1823,cuando por primera vez establecióclaramente la paradoja. Olbers escribió:«¡Qué suerte que la Tierra no reciba luzde las estrellas desde todos los puntosde la bóveda celeste! Sin embargo, conun brillo y calor tan inimaginable,equivalente a 90.000 veces más del queexperimentamos ahora, el Todopoderosopodría haber diseñado fácilmenteorganismos capaces de adaptarse a estascondiciones extremas»[4]. A fin de quela Tierra no estuviera inmersa en unfirmamento «tan brillante como el discodel Sol», Olbers sugirió que las nubes

de polvo debían absorber el calorintenso para hacer posible la vida en laTierra. Por ejemplo, el centro abrasadorde nuestra propia galaxia, la Vía Láctea,que debería dominar el cielo nocturno,en realidad está oculto tras las nubes depolvo. Si miramos en dirección a laconstelación de Sagitario, donde seencuentra el centro de la Vía Láctea, novemos una bola ardiente de fuego, sinouna mancha oscura.

Pero las nubes de polvo no puedenexplicar realmente la paradoja deOlbers. Durante un periodo de tiempoinfinito, esas nubes absorberán la luz delSol de un número infinito de estrellas yfinalmente resplandecerán como lasuperficie de una estrella. Por tanto,

incluso las nubes de polvo deberíanestar ardiendo en el cielo nocturno.

De manera similar, podríamossuponer que, cuanto más lejos está unaestrella, más débil es, lo cual es ciertopero no puede ser la respuesta. Simiramos una porción del cielo nocturno,las estrellas más distantes son realmentedébiles, pero también hay más estrellascuanto más lejos se mira. Estos dosefectos se anularían exactamente en ununiverso uniforme, dejando el cielonocturno blanco. (Eso se debe a que laintensidad de la luz de las estrellasdisminuye con el cuadrado de ladistancia, que es compensado por elhecho de que el número de estrellasaumenta con el cuadrado de la

distancia.)Curiosamente, la primera persona

de la historia que resolvió la paradojafue el escritor norteamericano EdgarAllan Po e, que se interesó durantemucho tiempo por la astronomía. Justoantes de morir, publicó muchas de susobservaciones en un poema dedivagación filosófica llamado Eureka:un poema en prosa. En un pasajenotable, escribió:

Si la sucesión deestrellas fuera ilimitada, elfondo del cielo nospresentaría una luminosidaduniforme, como la desplegadapor la Galaxia, porque no

habría ni un solo punto, entodo el fondo, donde nohubiese una estrella. Laúnica manera, por tanto, deexplicar en estas condicioneslos vacíos que encuentrannuestros telescopios enincontables direcciones, essuponer que la distancia deeste fondo invisible [es] tanprodigiosa que ningún rayo hapodido nunca llegar hastanosotros.[5]

Terminaba apuntando que la idea

«es demasiado bella para no poseerVerdad en su esencia».

Ésta es la clave de la respuestacorrecta. El universo no es infinitamenteviejo. Hubo un Génesis. Hay un límitefinito a la luz que nos llega a los ojos.La luz de las estrellas más distantestodavía no ha tenido tiempo de llegarhasta nosotros. El cosmólogo EdwardHarrison, que fue quien descubrió quePoe había resuelto la paradoja deOlbers, ha escrito: «Cuando leí porprimera vez las palabras de Poe, mequedé perplejo: ¿cómo podía un poeta,en el mejor de los casos un científicoaficionado, haber percibido laexplicación correcta hace 140 añoscuando en nuestras escuelas todavía seenseña [...] la explicación errónea?»[6].

En 1901, el físico escocés Lord

Kelvin también descubrió la respuestacorrecta. Constató que cuando miramosal cielo nocturno, lo vemos como era enel pasado, no como es ahora, porque lavelocidad de la luz, aunque enormesegún los estándares de la Tierra(300.000 km por segundo), no deja deser finita, y hace falta tiempo para quellegue a nuestro planeta desde lasestrellas lejanas. Kelvin calculó que,para que el cielo nocturno fuera blanco,el universo tendría que durar cientos debillones de años luz, pero, como eluniverso no tiene billones de años deantigüedad, el cielo es necesariamentenegro. (También hay una segunda razónpara que el cielo nocturno sea negro y esel tiempo de vida finito de las estrellas,

que se mide en miles de millones deaños.)

Recientemente se ha podidoverificar de manera experimental lacorrección de la solución de Poe,mediante satélites como el telescopioespacial Hubble. Estos potentestelescopios, a su vez, nos permitenresponder a una pregunta que seformulan incluso los niños: ¿dónde estála estrella más lejana? ¿y qué hay másallá de la estrella más lejana? Con el finde responder a estas preguntas, losastrónomos programaron el telescopioespacial Hubble para llevar a cabo unatarea histórica: tomar una fotografía delpunto más lejano del universo.

Para captar emisiones

extremadamente débiles de los rinconesmás lejanos del espacio, el telescopiotuvo que ejecutar una tarea sinprecedentes: enfocar precisamente almismo punto del cielo cerca de laconstelación de Orión, durante un totalde varios cientos de horas, lo querequería que el telescopio estuvieraperfectamente alineado durantecuatrocientas órbitas de la Tierra. Elproyecto era tan difícil que tuvo queprolongarse durante cuatro meses.

En 2004 se hizo pública unafotografía asombrosa que apareció enlas portadas de todos los periódicos delmundo. Mostraba una serie de diez milgalaxias recién nacidas que secondensaban a partir del caos del propio

big bang. «Podríamos haber visto elfinal del principio»[7], declaró AntonKoekemoer, del Space TelescopeScience Institute. La fotografía mostrabaun revoltijo de galaxias débiles a más de13.000 millones de años luz de laTierra, es decir, que su luz tardó más de13.000 millones de años en llegar anuestro planeta. Como el propiouniverso tiene sólo 13.700 millones deaños de antigüedad, eso significa queestas galaxias se formaron sólo unoscientos de millones de años después dela creación, cuando las primerasestrellas y galaxias se condensaban apartir de la «sopa» de gases dejada porel big bang. «Hubble nos lleva a un tirode piedra del big bang»[8], dijo el

astrónomo Massimo Stivavelli, delmencionado instituto.

Pero esto plantea una pregunta:¿qué hay más allá de la galaxia máslejana? Cuando observamos esta notablefotografía, lo que se ve enseguida es quesólo hay oscuridad entre estas galaxias.Esta oscuridad es lo que hace que elcielo nocturno sea negro. Es el límitefinal para la luz de las estrellas lejanas.Sin embargo, esta oscuridad, a su vez, esen realidad la radiación de fondo demicroondas. Por tanto, la respuestadefinitiva a la cuestión de por qué elcielo nocturno es negro es que el cielonocturno no es negro en absoluto. (Sinuestros ojos pudieran ver de algúnmodo la radiación de microondas, y no

sólo la luz visible, veríamos que laradiación del propio big bang inunda elcielo nocturno. En cierto sentido, laradiación del big bang llega todas lasnoches. Si tuviésemos ojos capaces dever las microondas, podríamos ver quemás allá de la estrella más lejana seencuentra la propia creación.)

Einstein el rebelde

Las leyes de Newton tuvieron tantoéxito que hicieron falta doscientos añospara que la ciencia diera el siguientepaso, que fue la obra de Albert Einstein.Los comienzos de la carrera de Einsteinno auguraban su papel revolucionario.Después de licenciarse por el InstitutoPolitécnico de Zúrich en 1900, se

encontró sin trabajo. Sus profesores,descontentos con aquel alumno insolentey creído que a menudo interrumpía enclase, sabotearon su carrera. Lasdepresivas cartas que envió suplicandotrabajo dan cuenta de las profundidadesa las que descendió. Se consideraba unfracasado y una dolorosa cargaeconómica para sus padres. En una cartaconmovedora, confesó que incluso sehabía planteado la idea de poner fin a suvida: «La desgracia de mis pobrespadres, que durante tantos años no hantenido un momento de felicidad, pesaabrumadoramente sobre mí. [...] No soymás que una carga para mis parientes.[...] Seguramente sería mejor que noviviera»[9], escribió con el ánimo por

los suelos.Desesperado, pensó en cambiar de

profesión y entrar a trabajar en unacompañía de seguros. Llegó incluso ahacer de tutor de niños, pero se peleócon su patrón y lo echaron. Cuando sunovia, Mileva Maric, se quedóinesperadamente embarazada, Einsteinreconoció con tristeza que su hijotendría que ser ilegítimo porque no teníarecursos para casarse. (Nadie sabe quéocurrió finalmente con esta hijailegítima, Lieseral.) Y el profundotrauma personal que sufrió cuando supadre murió súbitamente le dejó unacicatriz emocional de la que nuncallegaría a recuperarse del todo. Su padremurió pensando que su hijo era un

fracaso.Aunque seguramente los años 1901

y 1902 fueron el peor periodo de la vidade Einstein, lo que salvó su carrera delolvido fue la recomendación de uncompañero de clase, Marcel Grossman,que tiró de algunos hilos y le consiguióun trabajo como empleado de la Oficinade Patentes de Suiza en Berna.

Paradojas de la relatividad

En principio, la Oficina de Patentesera un lugar poco propicio para que seiniciase en él la mayor revolución de lafísica desde Newton. Pero tenía susventajas. Después de despacharrápidamente las solicitudes de patentesque se apilaban sobre su mesa, Einstein

se arrellanaba en su silla y regresaba aun sueño que había tenido de pequeño.En su juventud, había leído un libro deAaron Bernstein, People's Book onNatural Science, «una obra que leíatentamente casi sin aliento», recordaba.Bernstein pedía al lector que seimaginase viajando con la electricidaden su recorrido por un cable detelégrafo. Cuando tenía dieciséis años,Einstein se planteó una pregunta similar:¿qué aspecto tendría un rayo de luz si sepudiese alcanzar? Lo recordaba de estemodo: «Un principio así derivaba deuna paradoja que ya había encontrado alos dieciséis años: si sigo a un rayo deluz con la velocidad c (velocidad de laluz en el vacío), debo observar este rayo

de luz como un campo electromagnéticoespacialmente oscilatorio en reposo. Sinembargo, parece que eso no existe, nisegún la experiencia ni según lasecuaciones de Maxwell»[10]. Depequeño, Einstein pensaba que si unopudiera correr junto a un rayo de luz,éste tendría que aparecer congelado,como una onda sin movimiento. Noobstante, nadie había visto nunca estaluz congelada, por lo tanto había algoque no funcionaba.

A finales de siglo, había dosgrandes pilares de la física sobre losque descansaba todo lo demás: la teoríade la mecánica y de la gravedad deNewton y la teoría de la luz deMaxwell. En la década de 1860, el

físico escocés James Clerk Maxwellhabía demostrado que la luz consistía encampos vibratorios eléctricos ymagnéticos que cambiabanconstantemente de uno a otro. Lo queEinstein descubrió, con gran sorpresa,era que estos dos pilares secontradecían uno a otro y que uno de losdos tenía que caer.

En las ecuaciones de Maxwellencontró la solución al enigma que lohabía perseguido durante diez años.Encontró algo que el propio Maxwellhabía pasado por alto: sus ecuacionesdemostraban que la luz viajaba a unavelocidad constante, por muy rápido queuno intentara alcanzarla. La velocidadde la luz c era la misma en todos los

marcos inerciales (es decir, a velocidadconstante.) Tanto si uno estaba quieto yde pie como viajando en tren o sentadosobre un cometa veloz, vería pasar unrayo de luz delante de él a la mismavelocidad. Por muy rápido que uno semoviera, nunca podría adelantar a la luz.

Esto llevaba inmediatamente a unsinfín de paradojas. Imaginemos, por uninstante, a un astronauta intentandoalcanzar a un rayo a la velocidad de laluz. El astronauta despega con su cohetehasta que corre codo a codo con el rayode luz. Un espectador en la Tierra quefuese testigo de esta persecuciónhipotética diría que el astronauta y elrayo de luz avanzan lado a lado. Sinembargo, el astronauta diría algo

completamente diferente: que el rayo deluz se aleja de él como si su naveespacial estuviera parada.

La cuestión que se planteabaEinstein era: ¿cómo pueden dospersonas hacer interpretaciones tandiferentes de un mismo acontecimiento?En la teoría de Newton, uno siemprepodía alcanzar a un rayo de luz; en elmundo de Einstein, esto era imposible.De pronto se dio cuenta de que había undefecto fundamental en los propiosfundamentos de la física. En laprimavera de 1905, recordaba Einstein,«se desató una tormenta en mi mente».De golpe, encontró por fin la solución:el tiempo transcurre a distintos ritmossegún lo deprisa que se mueve uno. En

realidad, cuanto más deprisa se mueveuno, más despacio progresa el tiempo.El tiempo no es un absoluto, como habíacreído Newton. Según él, el tiempotranscurría de manera uniforme en todoel universo, de modo que un segundo enla Tierra era idéntico a un segundo enJúpiter o en Marte. Los relojesmarchaban en sincronización absoluta entodo el universo. En cambio, paraEinstein, diferentes relojes latían aritmos diferentes en todo el universo.

Einstein se dio cuenta de que, si eltiempo podía cambiar según lavelocidad, otras cantidades, como lalongitud, la materia y la energía tambiéntenían que cambiar[11]. Descubrió quecuanto más rápido se mueve uno, más se

contraen las distancias (que es lo que sellama a veces «contracción de Lorentz-FitzGerald»). De manera similar, cuantomás rápido se mueve uno, más pesadoes. (En realidad, al acercarse a lavelocidad de la luz, el tiempo sereduciría hasta detenerse, las distanciasse contraerían hasta hacerse nulas y sumasa se volvería infinita, lo cual esabsurdo. Ésta es la razón por la que nose puede romper la barrera de la luz,que es el límite de velocidad definitivoen el universo.)

Esta extraña distorsión de espacio-tiempo llevó a un poeta a escribir:

Un joven llamadoFrancisco

tan diestro era con laespada

y tan rápida su estocada,que la contracción de

FitzGeraldconvertía su esgrima en

un disco.

De la misma manera que el

descubrimiento de Newton unificó lafísica de la Tierra con la física celeste,Einstein unificó el espacio con eltiempo. Pero también demostró que lamateria y la energía están unificadas y,por tanto, pueden convertirse la una enla otra. Si un objeto se hace más pesadocuanto más rápido se mueve, quiere

decir que la energía del movimiento seestá transformando en materia. Locontrario también es cierto: la materiapuede convertirse en energía. Einsteincalculó cuánta energía se convertiría enmateria y acuñó la fórmula E = mc², esdecir, incluso una diminuta cantidad demateria m se multiplica por un númeroenorme (el cuadrado de la velocidad dela luz) cuando se convierte en energía E.Así, se reveló que la fuente de energíasecreta de las estrellas era la conversiónde materia en energía a través de estaecuación, que ilumina el universo. Elsecreto de las estrellas puede derivarsede la simple afirmación de que laVelocidad de la luz es la misma en todoslos marcos inerciales.

Como Newton antes que él,Einstein cambió nuestra visión delescenario de la vida. En el mundo deNewton, todos los actores sabíanexactamente qué era el tiempo y cómo semedían las distancias. El transcurso deltiempo y las dimensiones del escenarionunca cambiaban. Pero la relatividadnos dio una manera extraña de entenderel espacio y el tiempo. En el universo deEinstein, todos los actores tienen relojesque leen tiempos diferentes. Esosignifica que es imposible sincronizartodos los relojes del escenario.Establecer el tiempo de ensayo almediodía significa cosas diferentes paralos diferentes actores. En realidad,pasan cosas extrañas cuando los actores

corren a través del escenario. Cuantomás rápido se mueven, más despaciolaten sus relojes y más pesados y planosse vuelven sus cuerpos.

Tendrían que pasar muchos añosantes de que la percepción de Einsteinfuera reconocida por la comunidadcientífica en general. Pero Einstein no sequedó con los brazos cruzados: queríaaplicar su nueva teoría de la relatividada la propia gravedad. Era consciente delo difícil que le resultaría; tendría quealterar la teoría más exitosa de su época.Max Planck, fundador de la teoríacuántica, le advirtió: «Como viejoamigo tuyo, me veo en la obligación deaconsejarte que no lo hagas, en primerlugar porque no lo conseguirás y, aunque

lo consigas, nadie te creerá»[12].Einstein era consciente de que su

nueva teoría de la relatividaddesobedecía la teoría de la gravedad deNewton. Según éste, la gravedad viajabainstantáneamente por todo el universo.Pero esto planteaba una pregunta queincluso un niño formula alguna vez:«¿Qué pasa si el Sol desaparece?». ParaNewton, todo el universo sería testigode la desaparición del Solinstantáneamente, al mismo tiempo. Sinembargo, según la relatividad especial,era imposible, porque la desapariciónde una estrella estaba limitada por lavelocidad de la luz. Según larelatividad, la súbita desaparición delSol pondría en marcha una onda de

choque esférica de gravedad que seextendería hacia el exterior a lavelocidad de la luz. Fuera de la onda dechoque, los observadores dirían que elSol sigue resplandeciendo, porque lagravedad no habría tenido tiempo dealcanzarlos. Pero, dentro de la onda, unobservador diría que el Sol hadesaparecido. Para resolver esteproblema, Einstein introdujo una imagentotalmente diferente del espacio y eltiempo.

La fuerza, vista como una curvaturadel espacio

Newton consideraba el espacio y eltiempo como un ámbito vasto y vacío enel que podían ocurrir acontecimientos,

según sus leyes del movimiento. Elescenario estaba lleno de maravillas ymisterio, pero era esencialmente inerte einmóvil, un testigo pasivo de la danza dela naturaleza. Sin embargo, Einstein dioun vuelco a esta idea. Para Einstein, elpropio escenario se convertiría en unaparte importante de la vida. En eluniverso de Einstein, el espacio y eltiempo no eran un ámbito estático comohabía asumido Newton, sino que erandinámicos, se torcían y curvaban demaneras extrañas. Supongamos que elescenario de la vida es reemplazado poruna cama elástica sobre la que losactores se mecen suavemente por supropio peso. En este caso, vemos que elescenario se vuelve tan importante como

los propios actores.Pensemos en una bola de bolos

colocada sobre una cama. El colchón sehunde suavemente. A continuacióndisparemos una canica por la superficiealabeada del colchón. Recorrerá uncamino curvado, orbitando alrededor dela bola de bolos. Un newtoniano, al verla canica girando alrededor desde ladistancia, podría llegar a la conclusiónde que la bola ejerce una fuerzamisteriosa sobre la canica. Unnewtoniano podría decir que la bolaejerce un tirón que lleva la canica haciael centro.

Para un relativista, que puedeobservar de cerca el movimiento de lacanica sobre la cama, es evidente que no

hay ninguna fuerza en absoluto. Sólo hayla curva de la cama, que obliga a lacanica a dibujar una línea curvada. Parael relativista no hay tirón, sólo hay elempuje ejercido por la cama curvadasobre la canica. Sustituyamos la canicapor la Tierra, la bola de bolos por elSol y la cama por el espacio-tiempovacío, y veremos que la Tierra se muevealrededor del Sol no por el tirón de lagravedad, sino porque el Sol curva elespacio alrededor de la Tierra, creandoun empuje que obliga a la Tierra amoverse en círculo.

Einstein llegó de este modo a creerque la gravedad era más como una telaque como una fuerza invisible queactuaba instantáneamente en todo el

universo. Si uno sacude rápidamenteesta tela, se forman unas ondas queviajan por la superficie a una velocidaddefinida. Esto resuelve la paradoja de ladesaparición del Sol. Si la gravedad esun producto secundario de la curvaturade la tela del propio espacio-tiempo, ladesaparición del Sol puede compararsea la acción de levantar súbitamente labola de bolos de la cama. Cuando lacama vuelve a su forma original, envíaunas ondas que recorren la sábana a unavelocidad definida. Así, reduciendo lagravedad de la curvatura del espacio yel tiempo, Einstein pudo reconciliar lagravedad y la relatividad.

Imaginemos una hormiga queintenta avanzar por una hoja de papel

arrugada. Avanzará como un marineroborracho, balanceándose de izquierda aderecha, para atravesar el accidentadoterreno. La hormiga asegurará que noestá borracha y que una fuerzamisteriosa tira de ella llevándola a laizquierda y a la derecha. Para lahormiga, el espacio vacío está lleno defuerzas misteriosas que le impidenseguir un camino recto. Sin embargo, simiramos a la hormiga de cerca, vemosque no hay fuerza alguna que tire de ella.Es empujada por los pliegues de la hojade papel. Las fuerzas que actúan sobrela hormiga son una ilusión causada porla curvatura del propio espacio. El«tirón» de la fuerza es en realidad el«empuje» creado cuando avanza por un

pliegue del papel. Dicho de otro modo,la gravedad no tira; el espacio empuja.

En 1915, Einstein pudo finalmentecompletar lo que llamó «teoría generalde la relatividad», que desde entoncesse ha convertido en la arquitectura sobrela que se basa toda la cosmología. Enesta asombrosa nueva imagen, lagravedad no era una fuerzaindependiente que llenaba el universo,sino el efecto aparente de la curvaturade la tela del espacio-tiempo. Su teoríaera tan potente que podía resumirse enuna ecuación de menos de trescentímetros de longitud. En esta brillantenueva teoría, la cantidad de curvatura deespacio y tiempo estaba determinada porla cantidad de materia y energía que

contenía. Pensemos en cuando tiramosuna piedra a un lago, que crea una seriede ondas que emanan del impacto.Cuanto más grande es la piedra, más sealabea la superficie del lago. De manerasimilar, cuanto mayor es la estrella,mayor es el alabeo del espacio-tiempoque rodea a la estrella.

El nacimiento de la cosmología

Einstein intentó utilizar esta imagenpara describir el universo como un todo.Sin saberlo, tuvo que enfrentarse a laparadoja de Bentley, formulada siglosantes. En la década de 1920, la mayoríade los astrónomos creían que el universoera uniforme y estático. Así pues,Einstein empezó con la presunción de

que el universo estaba uniformementelleno de polvo y estrellas. En unmodelo, el universo podía compararse aun gran globo o burbuja. Vivimos sobrela piel de la burbuja. Las estrellas ygalaxias que vemos rodeándonos puedencompararse a puntos pintados en lasuperficie del globo.

Para su sorpresa, siempre queintentaba resolver sus ecuaciones, seencontraba con que el universo se volvíadinámico. Einstein se enfrentaba almismo problema identificado porBentley más de cien años antes. Como lagravedad siempre es atractiva, nuncarepulsiva, una colección finita deestrellas debería colapsar en uncataclismo abrasador. Sin embargo, esto

contradecía la idea prevaleciente deprincipios del siglo XX, que establecíaque el universo era estático y uniforme.

A pesar de lo revolucionario queera, Einstein no podía creer que eluniverso pudiera estar en movimiento.Como Newton y muchísimos más, creíaen un universo estático. Así, en 1917, sevio obligado a introducir un nuevotérmino en sus ecuaciones, un factor queintroducía una nueva fuerza en su teoría,una fuerza de «antigravedad» queseparaba las estrellas. Einstein lo llamó«constante cosmológica», un patito feoque parecía un apéndice de la teoría deEinstein. Eligió arbitrariamente estaantigravedad para anular precisamentela atracción de la gravedad, creando un

universo estático. Dicho de otro modo,el universo se volvió estático pordecreto: la contracción hacia el interiordel universo debida a la gravedad eraanulada por la fuerza hacia el exteriorde una energía oscura. (Durante setentaaños, esta fuerza antigravedad seconsideró como una especie dehuérfana, hasta los descubrimientos delos últimos años.)

En 1917, el físico holandés Willemde Sitter proporcionó otra solución a lateoría de Einstein, una solución en laque el universo era infinito perototalmente carente de materia; enrealidad, consistía sólo en energíacontenida en el vacío, la constantecosmológica. Esta fuerza de

antigravedad pura era suficiente paraimpulsar una rápida expansiónexponencial del universo. Incluso sinmateria, esta energía oscura podría crearun universo en expansión.

Los físicos se enfrentaban ahora aun dilema. El universo de Einstein teníamateria, pero no movimiento. Eluniverso de De Sitter tenía movimiento,pero no materia. En el universo deEinstein, la constante cosmológica eranecesaria para neutralizar la atracciónde la gravedad y crear un universoestático. En el universo de De Sitter, laconstante cosmológica por sí sola erasuficiente para crear un universo enexpansión.

En 1919, dos grupos de investigaciónconfirmaron la predicción de Einstein

de que la luz de una estrella distante securvaría al pasar junto al Sol. Así, la

posición de la estrella parecía moversede su posición normal en presencia del

Sol. Eso ocurre porque el Sol hacurvado el espacio-tiempo que lo

rodea. Así, la gravedad no «tira», sinoque el espacio «empuja».

Finalmente, en 1919, cuando

Europa intentaba abrirse paso entre losescombros y la carnicería de la PrimeraGuerra Mundial, se enviaron equipos deastrónomos a todo el mundo paracontrastar la nueva teoría de Einstein.Este ya había propuesto que la curvaturade espacio-tiempo causada por el Solsería suficiente para desviar la luz delas estrellas que pasa por su vecindad.La luz de las estrellas debía curvarse

alrededor del Sol de una manera precisay calculable, similar a como el vidriorefracta la luz. Pero como el resplandorde la luz del Sol enmascara las estrellasdurante el día, los científicos tendríanque esperar un eclipse del Sol parapoder llevar a cabo el experimentodecisivo.

Un grupo de investigación dirigidopor el astrofísico británico ArthurEddington zarpó hacia la Isla Príncipe,en el golfo de Guinea, para registrar lacurvatura de la luz de las estrellasalrededor del Sol durante el siguienteeclipse solar. Otro equipo, dirigido porAndrew Crommelin, zarpó hacia Sobral,en el norte de Brasil. Los datos quereunieron indicaban que la desviación

media de la luz de las estrellas era de1,79 segundos de arco, lo que confirmóla predicción de Einstein de 1,74segundos de arco dentro de un margende error experimental aceptable. Dichode otro modo, la luz se curvaba cercadel Sol. Eddington declaró más tardeque la verificación de la teoría deEinstein fue el mejor momento de suvida.

El 6 de noviembre de 1919, en unareunión conjunta de la Royal Society yla Royal Astronomical Society deLondres, el premio Nobel y presidentede la Royal Society J. J. Thompson dijosolemnemente que se trataba de «uno delos mayores logros de la historia delpensamiento humano. No es el

descubrimiento de una isla distante, sinode todo un continente de nuevas ideascientíficas. Es el mayor descubrimientoen relación con la gravitación desde queNewton enunció sus principios»[13].

(Según la leyenda, un periodista lepreguntó más tarde a Eddington: «Correel rumor de que sólo tres personas entodo el mundo entienden la teoría deEinstein. Usted debe de ser una deellas». Eddington se quedó callado y elperiodista le dijo: «No sea modesto,Eddington». Éste se encogió de hombrosy dijo: «No, no lo soy. Estaba pensandoen quién podía ser el tercero»[14].)

Al día siguiente, el Times deLondres publicó en la portada:«Revolución en la ciencia. Nueva teoría

del universo. Derrocadas las ideas deNewton». A partir de aquel momentoEinstein se convirtió en una figurareconocida mundialmente y enmensajero de las estrellas.

El anuncio era tan importante, y elalejamiento de Newton por parte deEinstein tan radical, que tambiénprovocó que distinguidos físicos yastrónomos denunciasen la teoría. En laUniversidad de Columbia, Charles LanePoor, profesor de mecánica celeste,encabezó las críticas a la relatividaddiciendo: «Me siento como si hubierasalido de paseo con Alicia en el País delas Maravillas y hubiera tomado el técon el Sombrerero Loco»[15].

La razón por la que la relatividad

perturba nuestro sentido común no esque sea equivocada, sino que nuestrosentido común no representa la realidad.Somos nosotros los bichos raros deluniverso. Vivimos en una parcela pocohabitual, donde las temperaturas, lasdensidades y las velocidades sonbastante suaves. Sin embargo, en el«universo real», las temperaturaspueden ser abrasadoramente calientes enel centro de las estrellas oespantosamente frías en el espacioexterior, y las partículas subatómicasque vuelan en el espacio suelen viajar ala velocidad de la luz. En otraspalabras, nuestro sentido común haevolucionado en una parte modesta ymuy poco habitual del universo, la

Tierra; no es sorprendente que no nospermita entender el verdadero universo.El problema no radica en la relatividad,sino en presumir que nuestro sentidocomún representa la realidad.

El futuro del universo

Aunque la teoría de Einstein podíaexplicar con éxito fenómenos como lacurvatura de la luz de las estrellasalrededor del Sol o la ligerairregularidad de la órbita del planetaMercurio, sus prediccionescosmológicas seguían siendo bastanteconfusas. El físico ruso AleksandrFriedmann, que encontró las solucionesmás generales y realistas de lasecuaciones de Einstein, lo clarificó todo

en gran medida. Aún hoy se enseñan encualquier curso universitario sobre larelatividad general. (Las descubrió en1922, pero murió en 1925 y su obraquedó prácticamente olvidada hastaaños después.)

Normalmente, la teoría de Einsteinconsiste en una serie de ecuacionesextraordinariamente difíciles, y pararesolverlas a menudo se necesita unordenador. Sin embargo, Friedmannpartió de la base de que el universo eradinámica y propuso dos presupuestossimplificadores (llamados «el principiocosmológico»): que el universo esisotrópico (se ve igual desde cualquierpunto de observación) y que eshomogéneo (es uniforme sin importar

dónde esté uno situado en él).Con estos dos presupuestos

simplificadores, encontramos que lasecuaciones se desmoronan. (De hecho,tanto las soluciones de Einstein comolas de De Sitter eran casos especiales dela solución más general de Friedmann.)Es de destacar que sus solucionesdependen sólo de tres parámetros:

1 . H, que determina latasa de expansión deluniverso. (Hoy en día se lellama «constante de Hubble»,por el astrónomo querealmente midió la expansióndel universo).

2 . Omega, que mide la

densidad media de la materiaen el universo.

3 . Lambda, la energíaasociada con el espaciovacío, o energía oscura.

Muchos cosmólogos han dedicado

toda su carrera profesional a intentarestablecer el valor exacto de estos tresparámetros. La sutil interacción entreestas tres constantes determina la futuraevolución de todo el universo. Porejemplo, dado que la gravedad atrae, ladensidad Omega del universo actúacomo una especie de freno paraaminorar la expansión del universo,invirtiendo algunos de los efectos de la

tasa de expansión del big bang.Pensemos en cuando lanzamos unapiedra al aire. Normalmente, lagravedad es 10 bastante fuerte comopara invertir la dirección de la piedra,que vuelve a caer a la Tierra. Sinembargo, si lanzamos la piedradotándola de una velocidad suficiente,puede escapar de la gravedad de laTierra y elevarse hacia el espacioexterior para siempre. Como una piedra,el universo se expandió originariamentepor el big bang, pero la materia, uOmega, actúa como freno en laexpansión del universo, del mismo modoque la gravedad de la Tierra actúa comofreno en la piedra.

De momento, supongamos que

Lambda, la energía asociada con elespacio vacío, es igual a cero. Y queOmega es la densidad del universodividida por la densidad crítica. (Ladensidad crítica del universo esaproximadamente de 10 átomos dehidrógeno por metro cúbico. Ladensidad crítica del universocorresponde a encontrar un solo átomode hidrógeno dentro del volumen de tresbalones de baloncesto, como promedio.)

Si Omega es menor que 1, loscientíficos concluyen que no haybastante materia en el universo parainvertir la expansión original del bigbang. (Como a1lanzar la piedra al aire,si la masa de la Tierra no es lo bastantegrande, la piedra acabará abandonando

la Tierra.) Como resultado, el universose expandirá siempre, sumergiéndosefinalmente en una gran congelación en laque las temperaturas se acercarán alcero absoluto. (Éste es el principio quehay detrás de un frigorífico oacondicionador de aire. Cuando el gasse expande, se enfría. En elacondicionador de aire, por ejemplo, elgas que circula por una tubería seexpande, enfriando la tubería y lahabitación.)[16]

Si Omega es mayor que 1, entonceshay suficiente materia y gravedad en eluniverso para invertir definitivamente laexpansión cósmica. Como resultado, laexpansión del universo se detendrá y eluniverso empezará a contraerse. (Como

la piedra lanzada al aire: si la masa dela Tierra es lo bastante grande, la piedraalcanzará finalmente una altura máximay después se precipitará contra elsuelo.) Las temperaturas empezarán aelevarse cuando las estrellas y galaxiasse precipiten unas hacia otras.(Cualquier persona que haya infladoalguna vez una rueda de bicicleta sabeque la compresión de gas crea calor. Eltrabajo mecánico del bombeo de aire seconvierte en energía calorífica. Delmismo modo, la compresión deluniverso convierte la energíagravitacional en energía calorífica.) Conel tiempo, las temperaturas se volveríantan altas que se extinguiría toda vida,mientras el universo se dirigiría hacia un

«big crunch» abrasador. (El astrónomoKen Croswell denomina a este proceso«de la Creación a la Cremación».)

Una tercera posibilidad es queOmega valga precisamente 1; es decir ladensidad del universo iguala la densidadcrítica, en cuyo caso el universo sesostiene entre los dos extremos peroseguirá expandiéndose siempre. (Estaperspectiva, como se verá, se vefavorecida por la hipótesisinflacionaria.)

Finalmente, existe la posibilidad deque el universo, después del big crunch,pueda resurgir en un nuevo big bang.Esta teoría recibe el nombre de«universo oscilante».

La evolución del universo tiene treshistorias posibles. Si Omega es menorque 1 (y Lambda es 0), el universo seexpandirá siempre hasta llegar a la

gran congelación. Si Omega es mayorque r, el universo volverá a colapsarse

en una gran implosión. Si Omega esigual a 1, el universo es plano y se

expandirá para siempre. (Los datos delsatélite WMAP muestran que Omega

más Lambda es igual a 1, lo que

significa que el universo es plano. Estoconcuerda con la teoría inflacionaria.)

Friedmann demostró que cada unade estas perspectivas, a su vez,determina la curvatura del espacio-tiempo. Si Omega es inferior a 1 y eluniverso se expande siempre, Friedmanndemostró que no sólo el tiempo esinfinito, sino también el espacio. Se diceentonces que el universo es «abierto»,es decir, infinito tanto en espacio comoen tiempo. Cuando Friedmann calculó lacurvatura de este universo, encontró queera negativa. (Esto es como la superficiede una silla de montar o el pabellón deuna trompeta. Si un bicho viviera en lasuperficie de esta superficie, vería que

las líneas paralelas nunca se encuentrany que los ángulos interiores de untriángulo suman menos de 180°.)

Si Omega es menor que 1 (y Lambda es0), el universo es abierto y su

curvatura es negativa, como en unasilla de montar. Las líneas paralelas no

se encuentran nunca y los ángulosinteriores de los triángulos suman

menos de 180º.

Si Omega es mayor que 1, eluniverso acabará contrayéndose en unagran implosión. El tiempo y el espacioson finitos. Friedmann encontró que lacurvatura de este universo es positiva(como una esfera). Finalmente, si Omegaes igual a 1, el espacio es plano y tantoel tiempo como el espacio sonilimitados.

Friedmann no sólo proporcionó laprimera aproximación comprensiva a lasecuaciones cosmológicas de Einstein,sino que también hizo la conjetura másrealista sobre el día del juicio final, eldestino final del universo: si perecerá enuna gran congelación, se freirá en una

gran implosión u oscilará para siempre.La respuesta depende de los parámetroscruciales: la densidad del universo y laenergía del vacío.

Si Omega es mayor que 1, el universoes cerrado y su curvatura positiva

como en una esfera. Las líneasparalelas siempre se encuentran y la

sua:a de los ángulos de un triángulo essuperior a 180°.

Pero la imagen de Friedmann deja

un agujero enorme. Si el universo seexpande, quiere decir que podría haber:tenido un principio. La teoría deEinstein no decía nada del instante deeste comienzo. Lo que faltaba era elmomento de la creación, el big bang. Ytres científicos nos darían con el tiempouna imagen del big bang de lo másconvincente.

3. El big bang

El universo no sólo esmás raro de lo quesuponemos, sino que es másraro de lo que podemossuponer.

J. B. S. Haldane

Lo que los humanosbuscamos en la historia de lacreación es una manera deexperimentar el mundo quenos abra a lo trascendente,que nos informe y al mismo

tiempo nos forme dentro deella. Esto es lo que quiere lagente. Esto es lo que nos pideel alma.

Joseph Campbell

La portada de la revista Time del 6

de marzo de 1995 mostraba la grangalaxia espiral M100 y rezaba: «Lacosmología es un caos». La cosmologíase hallaba en un estado de desconciertoporque los últimos datos del telescopioespacial Hubble parecían indicar que eluniverso era más joven que su estrellamás vieja, una imposibilidad científica.Según los datos, el universo tenía entre8.000 y 12.000 millones de antigüedad,mientras algunos creían que la estrella

más vieja tenía unos 14.000 millones deaños. «No se puede ser más viejo que lamadre de uno», bromeó ChristopherImpey, de la Universidad de Arizona.

Pero cuando se lee la letrapequeña, puede constatarse que la teoríadel big bang goza de buena salud. Laprueba que ponía en entredicho la teoríadel big bang se basaba en una solagalaxia, M100, lo que es una maneradiscutible de hacer ciencia. Las lagunas,como reconocía el artículo, eran «lobastante grandes para que la empresa sehundiera en ellas». Basándose en losdatos aproximados del telescopioespacial Hubble, la edad del universono podía calcularse con una exactitudmayor que el 10 ó el 20%.

Mi argumento es que la teoría delbig bang no se basa en la especulación,sino en cientos de datos tomados devarias fuentes diferentes, cada una de lascuales converge para sostener una teoríaúnica y sistemática. (En ciencia, notodas las teorías se crean igual. Aunquecualquiera es libre de proponer supropia versión de la creación deluniverso, debería exigírsele unaexplicación de los cientos de datosrecogidos que concuerdan con la teoríadel big bang.)

Las tres «pruebas» principales dela teoría del big bang se basan en laobra de tres científicos excepcionalesque dominaron sus campos respectivos:Edwin Hubble, George Gamow y Fred

Hoyle.

Edwin Hubble, astrónomo patricio

Aunque fue Einstein quien puso lasbases teóricas de la cosmología, fueEdwin Hubble, posiblemente elastrónomo más importante del siglo XX,fue quien creó casi en solitario lacosmología observacional moderna.

Nacido en 1889, en la remota zonade Marshfield, Missouri Hubble era unchico rural modesto con grandesambiciones. Su padre, abogado y agentede seguros, lo animaba para queestudiase derecho. Sin embargo, aHubble le cautivaban los libros de JulioVerne y le encantaban las estrellas.Devoraba clásicos de ciencia ficción

c o m o Veinte mil leguas de viajesubmarino y De la Tierra a la Luna.También era un boxeador consumado;sus promotores querían que se hicieraprofesional y combatiera contra JackJohnson, campeón mundial de los pesospesados.

Consiguió una prestigiosa becaRhodes para estudiar derecho enOxford, donde empezó a adoptaractitudes propias de la alta sociedadbritánica. (Vestía trajes de tweed,fumaba en pipa, adoptó el distinguidoacento británico y hablaba de suscicatrices de duelo, que, según serumoreaba, se habla infligido él mismo.)

Sin embargo, Hubble era infeliz. Loque realmente le motivaba no eran los

agravios ni los pleitos; de lo querealmente estaba enamorado, desdeniño, era de las estrellas. Se armó devalor, cambió de carrera y se dirigió ala Universidad de Chicago y alobservatorio de Mount Wilson, enCalifornia, que entonces albergaba eltelescopio más grande de la Tierra, conun espejo de 2,54 metros. Como empezósu carrera tan tarde, Hubble tenía prisa.Compensó el tiempo perdido yrápidamente se dispuso a afrontar uno delos misterios más profundos y duraderosde la astronomía.

En la década de 1920, el universoera un lugar cómodo; se creía que todoel universo consistía sólo en la galaxiade la Vía Láctea, la brumosa franja de

luz que atraviesa el cielo nocturno comosi fuera leche derramada. («Galaxia», enrealidad, significa leche en griego.) En1920 tuvo lugar el «Gran Debate» entrelos astrónomos Harlow Shapley, deHarvard, y Heber Curtis, del LickObservatory. Titulado «La escala deluniverso», se refería a las dimensionesde la Vía Láctea y del propio universo.Shapley defendía la opinión de que laVía Láctea formaba todo el universovisible. Curtis creía que, más allá de laVía Láctea, se encontraban las«nebulosas espirales», bellas aunqueextrañas briznas de volutas brumosas.(Ya en el siglo XVIII, el filósofoImmanuel Kant había especulado queestas nebulosas eran «universos isla».)

Hubble siguió el debate intrigado.El problema clave era determinar ladistancia de las estrellas, que es (y siguesiendo) una de las tareas másendemoniadamente difíciles de laastronomía. Una estrella brillante queesté muy lejos puede parecer idéntica auna estrella tenue que esté cerca. Estaconfusión era fuente de grandes peleas ycontroversias en la astronomía. Hubblenecesitaba una «candela estándar», unobjeto que emitiese la misma cantidadde luz en cualquier lugar del universo,para resolver el problema. (En realidad,una parte importante del esfuerzo de lacosmología hasta el día de hoy consisteen intentar encontrar y calibrar estosindicadores. Muchos de los grandes

debates de la astronomía se centran endeterminar hasta qué punto sonrealmente fiables estas candelasestándar.) Si hubiese una candelaestándar que ardiera uniformemente conla misma intensidad en todo el universo,una estrella que fuera cuatro veces mástenue de lo normal estaría simplementedos veces más lejos de la Tierra.

Una noche, cuando analizaba unafotografía de la nebulosa espiralAndrómeda, Hubble tuvo un «momentoeureka». Lo que encontró dentro deAndrómeda era un tipo de estrellavariable (llamada Cefeida) que habíasido estudiada por Henrietta Leavitt. Sesabía que esta estrella crecía y sedebilitaba con el tiempo, y el tiempo de

un ciclo completo estaba correlacionadocon su brillo. Cuanto más brilla unaestrella, más largo es su ciclo depulsación. Así, simplemente midiendo lalongitud de este ciclo, podía calibrarsesu brillo y, de este modo, determinar sudistancia. Hubble encontró que tenía unperiodo de 31 A días, que, para susorpresa, se traducía en una distancia deun millón de años luz, muy lejos de lagalaxia de la Vía Láctea. (El discoluminoso de la Vía Láctea tiene sólo100.000 años luz de diámetro.Posteriores cálculos demostraron que,en realidad, Hubble había infravaloradola verdadera distancia a Andrómeda,que es de casi 2 millones de años luz.)

Cuando realizó el mismo

experimento en otras nebulosasespirales, Hubble encontró que estabandemasiado lejos de la galaxia de la VíaLáctea. Dicho de otro modo, estabaclaro que estas nebulosas espirales eranuniversos isla enteros por derechopropio, que la galaxia de la Vía Lácteaera sólo una galaxia en un firmamento degalaxias.

En un instante, las medidas deluniverso se hicieron muchísimo másgrandes. El universo pasó de tener unagalaxia única a verse súbitamentepoblado por millones, quizá miles demillones, de galaxias hermanas. De tenerun diámetro de 100.000 años luz, eluniverso pasó a tenerlo de quizá milesde millones de años luz.

Este descubrimiento habríagarantizado a Hubble un lugar en elpanteón de los astrónomos, pero hizoalgo más. No sólo estaba decidido adescubrir la distancia a las galaxias,sino que también quería calcular con quérapidez se movían.

El efecto Doppler y el universo enexpansión

Hubble sabía que la manera mássencilla de calcular la velocidad de losobjetos distantes es analizar el cambiode sonido o de luz que emiten, conocidocomo «efecto Doppler». Los cochesemiten este sonido cuando nos adelantanen la autopista. La policía utiliza elefecto Doppler para calcular nuestra

velocidad; emiten un rayo láser sobre elcoche, que revierte la imagen al cochepatrulla. Analizando el cambio defrecuencia del rayo láser, la policíapuede calcular nuestra velocidad.

Si una estrella se acerca a nosotros,las ondas de luz que emite se aprietancomo un acordeón. Como resultado, sulongitud de onda se reduce. Una estrellaamarilla aparecerá ligeramente azulada(porque el color azul tiene una longitudde onda más corta que el amarillo). Demanera similar, si una estrella se aleja,su longitud de onda crece, dando unalongitud de onda más larga, de modo queuna estrella amarilla apareceligeramente rojiza. Cuanto mayor es ladistorsión, mayor es la velocidad de la

estrella. Así, si sabemos la frecuenciade desplazamiento de la luz de laestrella, podemos determinar suvelocidad.

En 1912, el astrónomo VestoSlipher había descubierto que lasgalaxias se alejaban de la Tierra a granvelocidad. El universo no sólo eramucho más grande de lo que se habíacreído antes, sino que también seexpandía a gran velocidad. Fuera de laspequeñas fluctuaciones, encontró que lasgalaxias exhibían un desplazamiento alrojo, causado por su alejamiento denosotros, en lugar de al azul. Eldescubrimiento de Slipher demostró queel universo es realmente dinámico y noestático, como habían pensado Newton y

Einstein.En todos los siglos en que los

científicos habían estudiado lasparadojas de Bentley y Olbers, ningunohabía considerado seriamente laposibilidad de que el universo estuvieraexpandiéndose. En I928, Hubble hizo unviaje decisivo a Holanda para conocer aWillem de Sitter. Lo que a Hubble leparecía intrigante de la predicción deDe Sitter era que, cuanto más lejos estála galaxia, más rápido tiene quemoverse. Pensemos en un globo enexpansión con las galaxias marcadas ensu superficie. A medida que el globo seexpande, las galaxias que están cercaunas de otras se separan con relativalentitud. Cuanto más cerca están una de

otra, más lentamente se separan. Encambio, las galaxias que están más lejosen el globo se separan mucho másrápido.

De Sitter animó a Hubble a buscareste efecto en sus datos, que podíanverificarse analizando el desplazamientoal rojo de las galaxias. Cuanto mayorera el desplazamiento al rojo de unagalaxia, más rápido se alejaba y, portanto, más lejos debía de estar. Según lateoría de Einstein, el desplazamiento alrojo de una galaxia no era causado,técnicamente hablando, por la galaxiaque se alejaba de la Tierra, sino por laexpansión del propio espacio entre lagalaxia y la Tierra. El origen deldesplazamiento al rojo consiste en que

la luz que emana una galaxia distanteresulta estirada o alargada por laexpansión del espacio y, por tanto,aparece enrojecida.

La ley de Hubble

Cuando Hubble volvió aCalifornia, siguió el consejo de DeSitter y buscó pruebas de este efecto.Analizando veinticuatro galaxias,encontró que cuanto más lejos estaba lagalaxia, más se alejaba de la Tierra, talcomo habían predicho las ecuaciones deEinstein. La ratio entre las dos(velocidad dividida por distancia) eraaproximadamente una constante.Rápidamente se la conoció como«constante de Hubble», o H.

Posiblemente sea la constante másimportante de toda la cosmología,porque la constante de Hubble nos diceel ritmo al que se expande el universo.

La reflexión de los científicos fueque, si el universo se expande, quizátambién tuvo un principio. El inverso dela constante de Hubble, de hecho, da uncálculo aproximado de la edad deluniverso. Imaginemos una cinta de vídeode una explosión. En la cinta, vemos losdetritos saliendo del lugar de laexplosión y podemos calcular lavelocidad de expansión, pero esotambién significa que podemosrebobinar la cinta hasta que todos losdetritos se unen en un solo punto. Comoconocemos la velocidad de expansión,

podemos retroceder y calcularaproximadamente el tiempo en que seprodujo la explosión.

(La estimación original de Hubbleestablecía la edad del universo en unos1.800 millones de años, 10 que causóquebraderos de cabeza a generacionesde cosmólogos porque era menor que lasupuesta edad de la Tierra y lasestrellas. Años más tarde, losastrónomos se dieron cuenta de que loserrores en la medición de la luz de lasvariables Cefeida en Andrómeda habíandado un valor incorrecto a la constantede Hubble. De hecho, durante losúltimos setenta años se han librado lasllamadas «guerras Hubble», relativas alvalor exacto de la constante de Hubble.

La cifra más definitiva actualmenteviene del satélite WMAP.)

En 1931, Einstein conoció aHubble en su triunfante visita al MountWilson. Consciente de que el universorealmente se expandía, calificó laconstante cosmológica de su «mayorerror». (Sin embargo, incluso un errorde Einstein es suficiente para removerlos cimientos de la cosmología, comoveremos cuando comentemos los datosdel satélite WMAP en capítulosposteriores.) Cuando le enseñaron a laesposa de Einstein el colosalobservatorio y le dijeron que eltelescopio estaba determinando la formadefinitiva del universo, ésta respondiósin inmutarse: «Mi marido lo hace en el

reverso de un sobre usado».

El big bang

Georges Lemaître, un cura belgaque conocía la teoría de Einstein, estabafascinado por la idea de que la teoríallevara lógicamente a un universo que seexpandía y que, por tanto, tuvo unprincipio. Como los gases se calientancuando se comprimen, se dio cuenta deque el universo al principio del tiempodebía de ser terriblemente cálido (de uncalor abrasador). En 1927 establecióque el universo debió empezar como un«superátomo» de temperatura y densidadincreíbles, que de pronto explotó haciafuera, dando pie al universo enexpansión de Hubble. Escribió: «La

evolución del mundo puede compararsea una exhibición de fuegos artificialesque acaba de terminar: unas briznasrojas, cenizas y humo. Desde losrescoldos enfriados, vemos la lentadebilitación de los soles e intentamosrecordar el resplandor desaparecido delorigen de los mundos»[1].

(La primera persona que propusoesta idea de un «superátomo» alprincipio del tiempo fue, nuevamente,Edgar Allan Poe, quien afirmó que lamateria atrae otras formas de materia y,por tanto, al principio del tiempo debióde haber una concentración cósmica deátomos.)

Lemaître asistió a conferencias defísica y persiguió a otros científicos con

su idea. Le escuchaban de buen humor ya continuación descartabantranquilamente su idea. ArthurEddington, uno de los principales físicosde su época, dijo: «Como científico,simplemente no creo que el ordenpresente de las cosas empezara con un"bang". [...] Me repugna la idea de unprincipio abrupto para el orden presentede la Naturaleza»[2].

Pero, a lo largo de los años, sutenacidad fue acabando con laresistencia de la comunidad de físicos.El científico, que se convertiría en elprincipal portavoz y popularizador de lateoría del big bang, proporcionaríafinalmente la prueba más convincente deesta teoría.

George Gamow, bufón cósmico

La obra de Hubble, el sofisticado

patricio de la astronomía, fue continuadapor otra figura excepcional, GeorgeGamow. Gamow era en muchosaspectos lo contrario que Hubble: unbufón, un humorista, famoso por susbromas y sus treinta libros sobreciencia, muchos de ellos dirigidos ajóvenes. Varias generaciones de físicos(y yo mismo) fueron educadas con susentretenidos e informativos libros sobrefísica y cosmología. En una época enque la relatividad y la teoría cuánticaestaban revolucionando la ciencia y lasociedad, sus libros eran una excepción:eran los únicos libros creíbles sobre

ciencia avanzada a disposición de losadolescentes.

Mientras científicos menores amenudo carecen de ideas y se conformancon limitarse a triturar montañas deáridos datos, Gamow fue uno de losgenios creativos de su época, unpolígrafo que tejía con rapidez ideas quecambiarían el curso de la física nuclear,la cosmología e incluso la investigacióndel ADN. Quizá no fue un accidente quela autobiografía de James Watson, quedesveló, junto con Francis Crick, elsecreto de la molécula del ADN, setitulase Genes, Gamow y chicas. Comorecordaba su colega Edward Teller: «Elnoventa por ciento de las teorías deGamow eran erróneas, y era fácil

reconocer que lo eran. Pero a él no leimportaba. Era una de esas personas queno sentía un orgullo especial porninguno de sus inventos. Podía lanzar suúltima idea y a continuación tratarlacomo si fuera un chiste»[3]. Sin embargo,el 10% restante de sus ideas acabaríacambiando todo el paisaje científico.

Gamow nació en Odessa (Rusia) en1904, durante las primeras agitacionessociales del país. Según recordaba élmismo, «a menudo se suspendían lasclases cuando algún barco de guerraenemigo bombardeaba Odessa, o cuandolas fuerzas expedicionarias griegas,francesas o británicas escenificaban enlas calles principales de la ciudad unataque con bayonetas contra las fuerzas

rusas atrincheradas, blancas, rojas oincluso verdes, o cuando las fuerzasrusas de diferentes colores luchabanunas con otras»[4].

El momento clave de su juventudtuvo lugar cuando fue a la iglesia y sellevó secretamente un poco de pan de lacomunión después de la misa. Mirando através de un microscopio, no consiguióver diferencia alguna entre el pan de lacomunión, que representaba la carne deJesucristo, y el pan ordmano. «Piensoque éste fue el experimento que me hizocientífico»[5], afirmó.

Estudió en la Universidad deLeningrado y tuvo como profesor alfísico Aleksandr Friedmann. Más tarde,en la Universidad de Copenhague,

conoció a varios gigantes de la física,como Niels Bohr. (En 1932, él y suesposa intentaron sin éxito desertar de laUnión Soviética zarpando de Crimea enuna balsa, rumbo a Turquía. Loconsiguió más adelante, cuando asistió auna conferencia de físicos en Bruselas,lo que le valió una sentencia de muertepor parte de los soviéticos.)

Gamow era famoso por enviarpoemas humorísticos a sus amigos. Lamayoría son irreproducibles, pero unode ellos capta las angustias que sientenlos cosmólogos cuando se enfrentan a laenormidad de los números astronómicosy miran la cara de la infinitud:

Un joven estudiante del

Trinitysacó la raíz cuadrada del

infinitopero la cantidad de

dígitosle produjo tanta urticariaque dejó las mates y se

dedicó a la teología.[6]

En los años veinte, en Rusia,

Gamow consiguió su primer gran éxitocuando resolvió el misterio de por quéera posible la descomposiciónradiactiva. Gracias a la obra deMadame Curie y otros, los científicossupieron que el átomo de uranio erainestable y que la radiación emitida

tomaba la forma de un rayo alfa (elnúcleo de un átomo de helio). Pero,según la mecánica de Newton, la fuerzanuclear misteriosa que mantenía unido elnúcleo debería de haber sido unabarrera que impidiera esta fuga. ¿Cómoera posible?

Gamow (junto con R. W. Gurney yE. U. Condon) se dio cuenta de que ladescomposición radiactiva era posibleporque, en la teoría cuántica, elprincipio de incertidumbre significabaque uno nunca sabía exactamente laubicación y la velocidad de unapartícula; de ahí que hubiera unapequeña probabilidad de que éstapudiera «hacer un túnel» o penetrardirectamente a través de una barrera.

(Hoy en día, esta idea del túnel esfundamental en toda la física y se utilizapara explicar las propiedades demecanismos electrónicos, agujerosnegros y el big bang. El propio universopodría haber sido creado mediantetunelización.)

Por analogía, Gamow se imaginó aun preso encerrado en una celda,rodeado de los gruesos muros de lacárcel. En un mundo newtoniano clásico,fugarse es imposible, pero en el extrañomundo de la teoría cuántica, no sabemosexactamente dónde está el prisionero enun momento dado, ni su velocidad. Si elprisionero choca contra los muros de lacárcel con suficiente frecuencia,podemos calcular las posibilidades de

que un día pase a través de ellos,incurriendo en una violación directa delsentido común y de la mecánicanewtoniana. Hay una probabilidad finita,calculable, de que sea encontrado fuerade los muros de la cárcel. En el caso deobjetos grandes como un preso,tendríamos que esperar un tiemposuperior al periodo de vida del universopara que se produjera esteacontecimiento milagroso. Pero, en elcaso de las partículas alfa y lassubatómicas, ocurre todo el tiempo,porque estas partículas chocanrepetidamente contra las paredes de losnúcleos con grandes cantidades deenergía. Muchos creen que Gamowdebería haber recibido el premio Nobel

por esta obra de importancia capital.En la década de 1940, los intereses

de Gamow empezaron a pasar de larelatividad a la cosmología, que él veíacomo un país rico por descubrir. Todolo que se sabía del universo en aquellaépoca era que el cielo era negro y que eluniverso se expandía. Gamow tenía enmente una sola idea: encontrar algunaprueba o «fósiles» que demostrasen quehubo un big bang hace miles de millonesde años. No dejaba de ser una ideafrustrante, porque la cosmología no esuna ciencia experimental en elverdadero sentido de la palabra. Nopueden llevarse a cabo experimentossobre el big bang. La cosmología es másparecida a una historia de detectives,

una ciencia de observación en la que sebuscan «vestigios» o pruebas en laescena del crimen, más que una cienciaexperimental donde se puedan realizarexperimentos precisos.

La cocina nuclear del universo

La siguiente gran contribución deGamow a la ciencia fue eldescubrimiento de las reaccionesnucleares que dieron nacimiento a loselementos más ligeros que vemos en eluniverso. Le gustaba dad e el nombre de«cocina prehistórica del universo»,donde el intenso calor del big bangcocinó originalmente todos loselementos del universo. Hoy en día sedenomina a este proceso

«nucleosíntesis», el cálculo de lasabundancias relativas de los elementosen el universo. La idea de Gamow el:aque había una cadena ininterrumpida,empezando por el hidrógeno, que podíaconstruirse simplemente añadiendo máspartículas al átomo de hidrógeno. Creíaque toda la tabla periódica de loselementos químicos de Mendeleev pudoser creada por el calor del big bang.

Gamow y sus alumnos razonabanque, como el universo era una colecciónincreíblemente caliente de protones yneutrones en el instante de la creación,quizá tuvo lugar el fenómeno de lafusión y los átomos de hidrógeno sefusionaron para producir átomos dehelio. Como en una bomba de hidrógeno

o en una estrella, las temperaturas sontan altas que los protones de un átomode hidrógeno colisionan unos con otroshasta que se fusionan, creando núcleosda helio. Las colisiones subsiguientesentre hidrógeno y helio, según esteguión, producen la siguiente serie deelementos, incluyendo el litio y elberilio. Gamow partía de la base de quelos elementos superiores podrían serformados de manera secuencial,añadiendo cada vez más partículassubatómicas al núcleo; dicho de otromodo, que los aproximadamente cienelementos que forman el universovisible fueron «cocinados» en el calorabrasador de la bola de fuego original.

Con su estilo característico,

Gamow sentó las amplias bases de esteambicioso programa y dejó que fuera sudoctorando Ralph Alpher quien seocupara de los detalles. Cuando eltrabajo estuvo terminado, no pudoresistirse a gastar una broma: puso elnombre del físico Hans Bethe en eltrabajo sin su permiso y se convirtió enel célebre documento alfa-beta-gamma[7].

Lo que había descubierto Gamowera que en realidad el big bang era lobastante caliente para crear helio, queforma un 25% de la masa del universo.Trabajando a la inversa, podíaencontrarse una «prueba» del big bangsimplemente observando las muchasestrellas y galaxias y dándose cuenta de

que están formadas aproximadamentepor un 75% de hidrógeno, un 25% dehelio y trazas de otros elementos. (Comoha dicho David Spergel, astrofísico dePrinceton: «Cada vez que compras unglobo, te llevas átomos que [en parte]fueron formados en los primeros minutosdel big bang»[8].)

Sin embargo, Gamow también tuvoproblemas con el cálculo. Su teoríafuncionaba bien con los elementos muyligeros. Pero los elementos con 5 y 8neutrones y protones sonextremadamente inestables y, por tanto,no pueden actuar como «puente» paracrear elementos que tienen un númeromayor de protones y neutrones. Elpuente se hundió con 5 y 8 partículas.

Como el universo estaba compuesto porelementos pesados con mucho más de 5y 8 neutrones y protones, se producía unmisterio cósmico. El fracaso delprograma de Gamow de salvar el vacíoplanteado por las 5 y 8 partículas siguiósiendo un problema duro de roer duranteaños y condenó su interés por demostrarque todos los elementos del universofueron creados en el momento del bigbang.

Radiación de fondo de microondas

Al mismo tiempo, a Gamow leintrigaba otra idea: si el big bang fue tanincreíblemente caliente, quizá parte desu calor residual todavía esté circulandoactualmente por el universo. Si fuera así,

proporcionaría un «registro fósil» delpropio big bang. Quizás el big bang fuetan colosal que sus réplicas siguenllenando el universo con una neblina deradiación uniforme.

En 1946, Gamow partía de la basede que el big bang empezó con un núcleosupercaliente de neutrones. Era unapresunción razonable, porque se sabíamuy poco sobre partículas subatómicasdistintas del electrón, protón y neutrón.Se dio cuenta de que si pudiese estimarla temperatura de su bola de neutrones,podría calcular la cantidad y lanaturaleza de la radiación que emitía.Dos años después, Gamow demostróque la radiación emitida por este núcleosupercaliente actuaría como la

«radiación de cuerpo negro». Se trata deun tipo muy específico de radiaciónemitida por un objeto caliente; absorbetoda la luz que le llega y devuelve laradiación de una manera característica.Por ejemplo, el Sol, la lava líquida, elcarbón caliente en una hoguera y lacerámica caliente en un hornoresplandecen con un color amarillorojizo y emiten radiación de cuerponegro. (La radiación de cuerpo negro fuedescubierta por Thomas Wedgwood,famoso fabricante de porcelana, en1792. Se dio cuenta de que, cuandococía en sus hornos material crudo, éstecambiaba de color del rojo al amarillo yblanco a medida que subía latemperatura.)

Esto es importante porque, una vezuno sabe el color de un objeto caliente,también sabe aproximadamente sutemperatura, y viceversa; la fórmulaexacta que relaciona la temperatura deun objeto caliente con la radiación queemite la obtuvo por primera vez MaxPlanck en 1900, lo cual condujo alnacimiento de la teoría cuántica. (Es, enrealidad, una de las maneras en que loscientíficos determinan la temperatura delSol. El Sol irradia principalmente luzamarilla, que a su vez corresponde a unatemperatura de cuerpo negro de unos6.000 K. Por tanto, sabemos latemperatura de la atmósfera exterior delSol. De manera similar, la estrellagigante roja Betelgeuse tiene una

temperatura de superficie de 3.000 K, latemperatura de cuerpo negrocorrespondiente al color rojo, la mismaque emite un trozo de carbón al rojovivo.)

El trabajo de 1948 de Gamowsugería por primera vez que la radiacióndel big bang podía tener unacaracterística específica: la radiación decuerpo negro. La característica másimportante de la radiación de cuerponegro es su temperatura. A continuación,Gamow tuvo que calcular la temperaturaactual de la radiación de cuerpo negro.

Ralph Alpher, alumno de doctoradode Gamow, y otro estudiante, RobertHerman, intentaron completar el cálculode Gamow calculando esa temperatura.

Gamow escribió: «Extrapolando de losprimeros días del universo al tiempopresente, encontramos que durante losmillones de años que han pasado, eluniverso debe de haberse enfriado hastaunos 5° por encima del ceroabsoluto»[9].

En 1948, Alpher y Hermanpublicaron un trabajo con argumentosdetallados de por qué la temperatura dela luminiscencia del big bang tenía queser actualmente de 5° por encima delcero absoluto (su estimación fuenotablemente cercana a la que hoysabemos que es la temperatura correcta,2,7° Kelvin). Postulaban que estaradiación, que ellos identificaron en lazona de microondas, todavía debía de

estar circulando por el universo,llenando el cosmos con unaluminiscencia uniforme.

(El razonamiento era como sigue.Durante años después del big bang, latemperatura del universo era tan altaque, cada vez que se formaba un átomo,se rompía; por tanto, había muchoselectrones libres que podían dispersar laluz. Así, el universo era opaco, notransparente. Cualquier rayo de luz quese moviera en este universosupercaliente era absorbido tras viajaruna corta distancia, por eso el universoera oscuro. Sin embargo, después de380.000 años, la temperatura descendióa 3.000°. Por debajo de estatemperatura, los átomos ya no se

rompían por colisiones. Como resultado,podían formarse átomos estables y losrayos de luz podían viajar durante añosluz sin ser absorbidos. Así, por primeravez, el espacio vacío se volviótransparente. Esta radiación, que ya noera instantáneamente absorbida encuanto se generaba, está circulando hoypor el universo.)

Cuando Alpher y Hermanenseñaron a Gamow sus cálculosdefinitivos de la temperatura deluniverso, éste se mostró decepcionado.La temperatura era tan fría que seríaextremadamente difícil de medir.Gamow tardó un año en aceptar que losdetalles de aquellos cálculos erancorrectos, pero no tenía esperanzas de

poder medir un campo de radiación tandébil. Los instrumentos disponibles enla década de 1940 eran totalmenteinadecuados para medir este débil eco.(En un cálculo posterior, partiendo deuna presunción incorrecta, Gamowaumentó la temperatura de la radiaciónhasta 50°.)

Alpher y Herman dieron una seriede conferencias para publicitar sutrabajo. Pero, lamentablemente, suresultado profético se ignoró. Alpherdijo: «Gastamos gran cantidad deenergías dando charlas por todo elmundo. Nadie picó; nadie dijo que podíamedirse. [...] Y, en consecuencia,durante el periodo de 1948 a 1955, lodejamos de lado»[10].

Sin desanimarse, Gamow, a travésde sus libros y conferencias, seconvirtió en el principal promotor de lateoría del big bang, pero encontró lahorma de su zapato en un adversarioferoz de su mismo nivel. MientrasGamow encantaba a su audiencia consus chistes pícaros y sus bromas, FredHoyle la apabullaba con su brillantez ysu audacia agresiva.

Fred Hoyle, el adversario

La radiación de fondo demicroondas nos da la «segunda prueba»del big bang. El hombre que tenía menosprobabilidades de proporcionar latercera gran prueba del big bang a travésde la nucleosíntesis era Fred Hoyle, un

hombre que irónicamente dedicó casitoda su vida profesional a intentarrebatir la teoría del big bang.

Hoyle era la personificación delacadémico inadaptado, un brillanteadversario que se atrevía a desafiar lasabiduría convencional con un estilo enocasiones agresivo. Mientras Hubbleera el último patricio, que emulaba losgestos de un profesor universitario deOxford, y Gamow era el bromistachistoso y polígrafo que podíaencandilar a las audiencias con susbromas, pareados y travesuras, el estilode Hoyle parecía el de un bulldogtoscamente labrado; parecía estar fuerade lugar en los antiguos vestíbulos de laUniversidad de Cambridge, el viejo

hogar de Isaac Newton.Hoyle, hijo de un comerciante

textil, nació en 1915 en el norte deInglaterra, en un área dominada por laindustria lanera. De pequeño, la cienciale fascinaba; la radio estaba llegando alpueblo y, según recordaba, veinte otreinta personas se apresuraron a poneren su casa receptores de radio. Sinembargo, el punto clave de su vida llegócuando sus padres le regalaron untelescopio.

El estilo combativo de Hoyleempezó cuando era pequeño. A los tresaños dominaba las tablas de multiplicary su maestro le dijo que tenía queaprender los números romanos. «¿Cómopodía alguien ser tan palurdo como para

escribir VIII en vez de 8?», recordabacon desdén. Pero cuando le dijeron quela ley le obligaba a asistir a la escuela,escribió: «Llegué a la conclusión deque, desgraciadamente, había nacido enun mundo dominado por un monstruoarrasador llamado "ley" que eratodopoderoso y estúpido»[11].

Su desdén hacia la autoridadtambién se vio cimentado por el rocecon otra maestra, que dijo en clase queuna flor determinada tenía cinco pétalos.Para demostrar su error, le llevó a clasela flor con seis pétalos. Por aquel actoinsolente de insubordinación, la maestrale golpeó en la oreja[12]. (Más tarde,Hoyle se volvió sordo de aquel oído.)

Teoría del estado estacionario

En la década de 1940, Hoyle noestaba muy entusiasmado con la teoríadel big bang. Un defecto de la teoría eraque Hubble, por culpa de los errores enla medición de la luz de galaxiasdistantes, había calculado erróneamenteque la edad del universo era de 1.800millones de años. Los geólogosafirmaban que la Tierra y el sistemasolar probablemente tenían muchosmiles de millones de años. ¿Cómo podíael universo ser más joven que susplanetas?

Con colegas como Thomas Gold yHermann Bondi, Hoyle se puso aconstruir una teoría rival. Dice la

leyenda que su teoría, la teoría delestado estacionario, fue inspirada poruna película de fantasmas de 1945titulada Al morir la noche con MichaelRedgrave. La película consiste en unaserie de historias de fantasmas, pero enla escena final se produce un giromemorable: la acción termina justocuando empieza. Así pues, es unapelícula circular, sin principio ni final.Parece ser que esto inspiró a los tresfísicos a proponer una teoría deluniverso que tampoco tiene principio nifinal. (Gold aclaró más tarde cómo fue.Dijo: «Creo que habíamos visto lapelícula hacía unos meses y, después deproponer el estado estacionario, lesdije: "¿No se parece un poco a Al morir

la noche?".»[13])En este modelo, partes del universo

se expandían realmente, peroconstantemente se estaba creando nuevamateria de la nada, por lo que ladensidad del universo seguía siendo lamisma. Aunque no podía dar detalles decómo la materia emergíamisteriosamente de la nada, la teoríaatrajo inmediatamente a un grupo departidarios que lucharon contra losteóricos del big bang. Para Hoyle,parecía ilógico que pudiera aparecer dela nada un cataclismo abrasador queenviara las galaxias a toda velocidad entodas direcciones; prefería la creaciónsuave de masa de la nada. Dicho de otromodo, el universo era intemporal. No

tenía final, ni principio. Simplementeexistía.

(La controversia estadoestacionario-bing bang era similar a laque afectaba a la geología y otrasciencias. En la geología, había un debatedesde hacía mucho tiempo entre eluniformitarismo [la creencia de que laTierra fue formada por cambiosgraduales en el pasado] y elcatastrofismo [que postulaba que loscambios tuvieron lugar medianteacontecimientos violentos]. Aunque eluniformitarismo explica muchas de lascaracterísticas geológicas y ecológicasde la Tierra, nadie puede negar ahora elimpacto de cometas y asteroides, quehan generado extinciones masivas, o la

fractura y los movimientos de loscontinentes mediante la derivatectónica.)

Conferencias en la BBC

Hoyle nunca rehuía una buenapelea. En 1949, tanto Hoyle comoGamow fueron invitados a la BritishBroadcasting Corporation para debatirel origen del universo. Durante laemisión, Hoyle hizo historia cuandointentaba dar un bofetón a la teoría rival.Dijo proféticamente: «Estas teorías sebasan en la hipótesis de que toda lamateria del universo fue creada en un"big bang" (gran estallido) en unmomento particular del pasado remoto».El nombre dio en el clavo. La teoría

rival fue oficialmente bautizada como«big bang» por su mayor enemigo. (Mástarde declaró que no lo había dicho enplan denigratorio: «De ningún modoacuñé la frase con intención despectiva.La acuñé para llamar la atención»[14].)

A lo largo de los años, losdefensores del big bang han intentadoheroicamente cambiarle el nombre. Noles gusta su connotación común, casivulgar, ni el hecho de que fuera acuñadopor su mayor adversario. Para empezar,el big bang no era grande (ya que seoriginó por una pequeña singularidad dealgún tipo mucho más pequeña que unátomo) y, en segundo lugar, no hubo«bang» (puesto que en el espacioexterior no hay aire). En agosto de 1993,

la revista Sky and Telescope patrocinóun concurso para rebautizar la teoría delbig bang. El concurso recogió tres milpropuestas, pero los jueces no pudieronencontrar ninguna que fuera mejor que eloriginal.

Lo que estableció la fama de Hoylepara toda una generación fue su célebreserie radiofónica sobre ciencia en laBBC. En la década de 1950, la BBCprogramó la emisión de una conferenciasobre ciencia los sábados por lamañana. Sin embargo, cuando elinvitado original canceló la cita, losproductores tuvieron que buscar a todaprisa un sustituto. Se pusieron encontacto con Hoyle, quien accedió a ir.A continuación revisaron su expediente,

en el que había una nota que decía: «NOLLAMEN A ESTE HOMBRE».

Por suerte, ignoraron la osadaadvertencia de un productor anterior yHoyle pronunció cinco conferenciasextraordinarias. Estas emisionesclásicas de la BBC cautivaron a lanación y en parte inspiraron a lasiguiente generación de astrónomos. Elastrónomo Wallace Sargent recuerda elimpacto que tuvieron sobre él estascharlas: «Cuando tenía quince años,escuché las conferencias que dio FredHoyle en la BBC con el título de "Lanaturaleza del universo". La idea de quese sabía cuál era la temperatura y ladensidad del centro del Sol me dejóasombrado. A los quince años, este tipo

de cosas parecen algo más allá delconocimiento. No eran sólo lossorprendentes números, sino el hecho deque pudieran saberse»[15].

Nucleosíntesis en las estrellas

Hoyle, que desdeñaba lasespeculaciones ociosas que se hacíandesde un sillón, se dispuso a comprobarla teoría del estado estacionario. Legustaba la idea de que los elementos deluniverso fueran cocinados no en el bigbang, como creía Gamow, sino en elcentro de las estrellas. Si el centenaraproximado de elementos químicosfueron creados por el calor intenso delas estrellas, no habría necesidad alguna

de un big bang.En una serie de influyentes trabajos

publicados en los años 40 y 50, Hoyle ysus colegas expusieron con vívidosdetalles que las reacciones nuclearesdentro del núcleo de una estrella no elbig bang, podían añadir cada vez másprotones y neutrones a los núcleos dehidrógeno y helio, hasta crear todos loselementos más pesados, al menos hastael hierro. (Resolvieron el misterio decómo crear elementos más allá de lamasa número 5, que había dejadoperplejo a Gamow. En un golpe degenio, Hoyle se dio cuenta de que sihubiera una forma inestable de carbonoanteriormente inadvertida, creada apartir de tres núcleos de helio, podría

durar lo suficiente para actuar como«puente», permitiendo la creación deelementos superiores. En el núcleo delas estrellas, esta nueva forma inestablede carbono podría durar lo suficientepara que, añadiéndole sucesivamentemás neutrones y protones, se pudierancrear elementos más allá del número demasa 5 y 8. Cuando se encontrórealmente esta forma inestable decarbono, se demostró con brillantez quela nucleosíntesis podía tener lugar en lasestrellas y no en el big bang. Hoyleincluso creó un gran programainformático que podía determinar, casidesde los primeros inicios, lasabundancias relativas de elementos quevemos en la naturaleza.)

Pero ni siquiera el calor intenso delas estrellas es suficiente para «cocinar»elementos más allá del hierro, como elcobre, el níquel, el zinc y el uranio. (Esextremadamente difícil extraer energíafusionando elementos más allá delhierro, por una variedad de razones,incluida la repulsión de los protones enel núcleo y la falta de una energíavinculante.) Para estos elementospesados, uno necesita un horno aún másgrande: la explosión de estrellasmasivas y supernovas. Como puedenalcanzarse billones de grados en laagonía de muerte final de una estrellasupergigante cuando ésta colapsaviolentamente, hay allí bastante energíapara «cocinar» los elementos más allá

del hierro. Eso significa que, enrealidad, la mayoría de los elementosmás allá del hierro eran despedidos porlas atmósferas de estrellas que estallan,o supernovas.

En 1957, Hoyle, así como Margarety Geoffrey Burbidge y William Fowler,publicaron el trabajo quizá másdefinitivo sobre los pasos exactos queson necesarios para construir loselementos del universo y predecir susabundancias conocidas. Sus argumentoseran tan precisos, potentes y persuasivosque incluso Gamow tuvo que reconocerque Hoyle había ofrecido la imagen másconvincente de la nucleosíntesis.Gamow, fiel a su estilo, acuñó incluso elsiguiente pasaje, escrito en estilo

bíblico. Al principio, cuando Dios creólos elementos, en la excitación decontar, Dios se olvidó de convocar a lamasa cinco y así, naturalmente, nopodían formarse los elementos máspesados. Dios estaba muydecepcionado, y primero quiso volver acontraer el universo y empezar de nuevodesde el principio, pero habría sidodemasiado fácil. Así, como eratodopoderoso, decidió corregir su errorde una manera imposible. Y Dios dijo:«Hágase Hoyle». Y se hizo Hoyle. YDios lo miró [...] y le dijo que hicieralos elementos pesados del modo que leplaciera. Y Hoyle decidió hacer loselementos pesados en las estrellas yextenderlos por el universo mediante

explosiones de supernovas.[16]

Pruebas contra el estado

estacionario

Sin embargo, con el paso de lasdécadas, lentamente empezaron aaparecer pruebas contra el universo deestado estacionario en una serie defrentes. Hoyle se encontró librando unabatalla perdida de antemano. En suteoría, como el universo noevolucionaba sino que creaba nuevamateria continuamente, el universoprimigenio debía de ser muy parecido aluniverso de la actualidad. Las galaxiasvistas hoy se parecerían mucho a lasgalaxias de hace miles de millones de

años. Por tanto, la teoría del estadoestacionario podría descartarse si habíaseñales de cambios evolutivosespectaculares durante el curso de milesde millones de años.

En los años sesenta, se encontraronfuentes misteriosas de enorme energía enel espacio exterior, apodadas«quásares» u «objetos cuasi-estelares».Los quásares generaban cantidadesenormes de energía y tenían grandesdesplazamientos al rojo, lo quesignificaba que estaban a miles demillones de años luz y también queencendieron los cielos cuando eluniverso era muy joven. (Hoy en día, losastrónomos creen que son galaxiasjóvenes gigantescas, impulsadas por la

energía de inmensos agujeros negros.)Actualmente no vemos pruebas dequásares, pero según la teoría del estadoestacionario tendrían que existir. Enmiles de millones de años, handesaparecido.

Hay otro problema en la teoría deHoyle. Los científicos se dieron cuentade que la gran cantidad de helio quehabía en el universo no encajaba con laspredicciones del universo de estadoestacionario. El helio, conocido por serel gas que se utiliza en los globosinfantiles y los zepelines, en realidad esbastante raro en la Tierra, pero es elsegundo elemento más abundante en eluniverso después del hidrógeno. Es tanraro, que se encontró por primera vez en

el Sol y no en la Tierra. (En 1868, loscientíficos analizaban la luz del Solobservándola a través de un prisma. Laluz del Sol refractada se descomponíaen el arco iris habitual de colores ylíneas espectrales, pero tambiéndetectaron débiles líneas espectralescausadas por un elemento misteriosonunca visto antes. Pensaronerróneamente que era un metal, cuyosnombres suelen terminar en «io», comolitio y uranio. Bautizaron a este metalmisterioso a partir de la palabra griegapara designar el Sol, «Helios».Finalmente, en 1895, se encontró helioen la Tierra, en depósitos de uranio, ylos científicos descubrieron con ruborque era un gas, no un metal. Así, el

helio, descubierto por primera vez en elSol, nació con un nombre equivocado.)

Si, como creía Hoyle, el helioprimordial fue creado principalmente enlas estrellas, debería ser bastante raro yse encontraría cerca de los núcleos delas estrellas. Pero todos los datosastronómicos mostraron que el helio eraen realidad muy abundante y formaba el25% de la masa de los átomos en eluniverso. Se encontró que estabauniformemente distribuido por todo eluniverso (como creía Gamow).

En la actualidad, sabemos que tantoGamow como Hoyle tenían parte derazón en lo relativo a la nucleosíntesis.Gamow pensaba originalmente quetodos los elementos químicos eran

precipitaciones o cenizas del big bang,pero su teoría cayó víctima del abismo apartir de las 5 y 8 partículas. Hoylepensó que podía erradicar la teoría delbig bang simplemente demostrando quelas estrellas «cocinaban» todos loselementos, sin necesidad alguna derecurrir a un big bang. Pero su teoría noconsiguió explicar la inmensaabundancia de helio que ahora sabemosque existe en el universo.

En esencia, Gamow y Hoyle noshan ofrecido una imagen complementariade la nucleosíntesis. Los elementos muyligeros hasta la masa 5 y 8 fueroncreados realmente por el big bang, comocreía Gamow. Hoy en día, comoresultado de los descubrimientos de la

física, sabemos que el big bang produjola mayor parte del deuterio, helio-3,helio-4 y litio-7 que vemos en lanaturaleza. Pero los elementos máspesados hasta el hierro eran cocinadosprincipalmente en los núcleos de lasestrellas, como creía Hoyle. Siañadimos los elementos más allá delhierro (como el cobre, zinc y oro) quefueron generados por el calor abrasadorde una supernova, obtendremos unaimagen completa que explica lasabundancias relativas de todos loselementos en el universo. (Cualquierteoría que rivalizara con la cosmologíamoderna tendría por delante una tareaformidable: explicar las abundanciasrelativas de más de cien elementos del

universo y sus miles de isótopos.)

Cómo nacen las estrellas

Una consecuencia de este intensodebate sobre la nucleosíntesis es quenos ha proporcionado una descripciónbastante completa del ciclo de vida delas estrellas. Una estrella típica comonuestro Sol empieza su vida como unagran bola de gas de hidrógeno difuso,llamada «protoestrella» y se contraegradualmente bajo la fuerza de lagravedad. Cuando empieza a colapsar,empieza asimismo a rotar rápidamente(lo que a menudo lleva a la formaciónde un sistema de estrella doble dondelas dos estrellas se persiguen en órbitaselípticas, o a la formación de planetas

en el plano de rotación de la estrella).El núcleo de la estrella también secalienta de manera tremenda hasta quellega aproximadamente a 10 millones degrados o más, y es cuando tiene lugar lafusión de hidrógeno para convertirlo enhelio.

Cuando la estrella se inflama, sellama «estrella de secuencia principal»y puede arder durante unos 10.000millones de años, convirtiendolentamente su núcleo de hidrógeno enhelio. Nuestro Sol está actualmente amedio camino en este proceso. Una vezterminado el plazo de quema delhidrógeno, la estrella empieza a quemarhelio, momento en el que se expandeenormemente hasta alcanzar el tamaño

de la órbita de Marte y se convierte enuna «gigante roja». Cuando elcombustible de helio en el núcleo quedaagotado, las capas exteriores de laestrella se disipan y abandonan elpropio núcleo, una «enana blanca» dedimensiones similares a las de la Tierra.Estrellas pequeñas como nuestro Solmorirán en el espacio, como residuos dematerial nuclear muerto, en forma deenanas blancas.

Pero en estrellas que tienen quizáde diez a cuarenta veces la masa delSol, el proceso de fusión se efectúamucho más rápido. Cuando la estrella seconvierte en una supergigante roja, sunúcleo fusiona rápidamente loselementos más ligeros, por lo que

parece una estrella híbrida, una enanablanca dentro de una gigante roja. Enesta enana blanca pueden crearse loselementos más ligeros de la tablaperiódica de elementos hasta el hierro.Cuando el proceso de fusión alcanza lafase en que se crea el elemento hierro,no puede extraerse más energía, por loque el horno nuclear, después de milesde millones de años, finalmente seapaga. En este punto, la estrella secolapsa abruptamente, creando grandespresiones que empujan los electroneshacia los núcleos. (La densidad puedeexceder 400 mil millones de veces ladensidad del agua.) Esto hace que lastemperaturas se eleven a billones degrados. La energía gravitacional

comprimida en este objeto pequeñoexplota hacia fuera en una supernova. Elintenso calor de este proceso hace quela fusión vuelva a empezar, y sesintetizan los elementos más allá delhierro en la tabla periódica.

La supergigante roja Betelgeuse,por ejemplo, que puede verse fácilmenteen la constelación Orión, es inestable;puede explotar en cualquier momentocomo una supernova, arrojando grandescantidades de rayos gamma y rayos X ensu espacio circundante. Cuando esoocurra, esta supernova será visibledurante el día y podría brillar más quela Luna por la noche. (En otros tiemposse pensó que la titánica energía liberadapor una supernova había aniquilado a

los dinosaurios hace 65 millones deaños. Una supernova a unos diez añosluz de distancia podría, en realidad,terminar con toda la vida en la Tierra.Afortunadamente, las estrellas gigantesSpica y Betelgeuse están a 260 y 430años luz de distancia, respectivamente,demasiado lejos para causar un dañodemasiado serio a la Tierra cuandofinalmente exploten. Pero algunoscientíficos creen que hace 2 millones deaños una extinción menor de criaturasmarinas fue causada por la explosión enforma de supernova de una estrellasituada a 120 años luz.)

Eso también significa que nuestroSol no es la verdadera «madre» de laTierra. Aunque muchos pueblos de la

Tierra lo han adorado como un dios quedio nacimiento a la Tierra, esto es sóloparcialmente correcto. Si bien la Tierrafue creada originalmente por el Sol(como parte del plano eclíptico dedetritos y polvo que circulaba a sualrededor hace 4.500 millones de años),nuestro Sol es apenas lo bastantecaliente para fusionar el hidrógeno enhelio. Eso significa que nuestroverdadero «sol madre» era en realidaduna estrella o colección de estrellas sinnombre que murió hace miles demillones de años en una supernova, quedespués sembró nebulosas cercanas conlos elementos superiores más allá delhierro que forman nuestro cuerpo.Literalmente, nuestros cuerpos están

hechos de polvo de estrellas, deestrellas que murieron hace miles demillones de años.

En el periodo siguiente a unaexplosión de supernova, queda unpequeño remanente llamado «estrella deneutrones» constituido por materianuclear sólida comprimida de unos 30kilómetros de diámetro. (Las estrellasde neutrones fueron predichas porprimera vez por el astrónomo FritzZwicky en 1933, pero parecían tanfantásticas que los científicos lasignoraron durante décadas.) Como laestrella de neutrones emite radiación deforma irregular y gira rápidamente,parece un faro giratorio que arrojapulsos de radiación a medida que gira.

Vista desde la Tierra, la estrella deneutrones parece pulsante y por eso se lellama «púlsar».

Las estrellas extremadamentegrandes, quizá superiores a 40 masassolares, cuando finalmente sufren unaexplosión de supernova podrían dejar ensu lugar una estrella de neutrones, que essuperior a 3 masas solares. La gravedadde esta estrella de neutrones es tangrande que puede contrarrestar la fuerzarepulsiva entre neutrones, y la estrellaquizá se colapsará en el objeto másexótico del universo, el agujero negro,del que hablaré en el capítulo 5.

Los excrementos de pájaro y el bigbang

La última estaca en el corazón de la

teoría del estado estacionario fue eldescubrimiento de Arno Penzias yRobert Wilson en 1965. Trabajando enel Radiotelescopio Horn delLaboratorio Bell, de unos 70 metros dediámetro, en Holmdell, Nueva Jersey,buscaban señales de radio de los cieloscuando encontraron unas interferenciasindeseadas. Pensaron queprobablemente era una aberración,porque parecía llegar uniformemente detodas direcciones, más que de una solaestrella o galaxia. Pensando que lasinterferencias podrían proceder deporquería y restos, limpiaroncuidadosamente lo que Penzias

describió como «una capa blanca dematerial dieléctrico» (en lenguajecomún: excrementos de pájaro) quehabía cubierto la superficie delradiotelescopio. Ahora lasinterferencias eran más intensas. Aunqueno lo sabían, habían tropezadoaccidentalmente con el fondo demicroondas predicho por Gamow en1948.

La historia cosmológica evocaahora un poco la de los policías deKeystone, en que tres grupos buscan unarespuesta sin el conocimiento de losotros dos. Por un lado, Gamow, Alphery Hermann habían diseñado la teoría delfondo de microondas en 1948; habíanpredicho que la temperatura de la

radiación de microondas sería de 5° porencima del cero absoluto. Sin embargo,dejaron de intentar la medición de laradiación de fondo del espacio porquelos instrumentos de aquella época noeran lo bastante sensibles paradetectarla. En 1965, Penzias y Wilsonencontraron esta radiación de cuerponegro pero no lo sabían. Mientras tanto,un tercer grupo dirigido por RobertDicke, de la Universidad de Princeton,había redescubierto,independientemente, la teoría de Gamowy sus colegas y buscaba activamente laradiación de fondo, perolamentablemente su equipo erademasiado primitivo para detectarla.

Esta situación cómica terminó

cuando un amigo mutuo, el astrónomoBernard Burke, informó a Penzias deltrabajo de Robert Dicke. Cuando los dosgrupos por fin se pusieron en contacto,quedó claro que Penzias y Wilsonhabían detectado señales del propio bigbang. Por este descubrimiento de capitalimportancia, Penzias y Wilsonrecibieron el premio Nobel en 1978.

Hoyle y Gamow, los dosdefensores más visibles de las teoríasopuestas, tuvieron un fatídico encuentroen un Cadillac, en 1956, que podíahaber cambiado el curso de lacosmología. «Recuerdo a Georgellevándome arriba y abajo en unCadillac blanco», recordaba Hoyle.Gamow le repitió a Hoyle su convicción

de que el big bang había dejado unaluminiscencia que debería ser visibletodavía. Sin embargo, los últimosnúmeros de Gamow colocaban latemperatura de esta luminiscencia en 50°Kelvin. Entonces Hoyle le hizo unaasombrosa revelación a Gamow. Hoyleconocía un oscuro artículo, escrito en1941 por Andrew McKellar, quedemostraba que la temperatura delespacio exterior no podía superar los 3°.A más altas temperaturas, se produciríannuevas reacciones que crearíanradicales excitados de carbono-hidrógeno (CH) y carbono-nitrógeno(CN) en el espacio exterior. Midiendolos espectros de estos elementosquímicos, se podría determinar la

temperatura del espacio exterior. Dehecho, encontró que la densidad de lasmoléculas de CN que detectó en elespacio indicaban una temperatura deunos 2,3°. Dicho de otro modo, sin queGamow lo supiera, la radiación defondo de 2,7 K ya había sido detectadaindirectamente en 1941.

Hoyle recordaba: «No sé si por laexcesiva comodidad del Cadillac, oporque George quería una temperaturasuperior a 3 K mientras que yo la queríade cero grados, perdimos la oportunidadde hacer el descubrimiento que nueveaños después hicieron Arno Penzias yBob Wilson»[17]. Si el grupo de Gamowno hubiera cometido un error numérico yse hubiera acercado a una temperatura

más baja, o si Hoyle no hubiera sido tanhostil a la teoría del big bang, es posibleque la historia se hubiera escrito demanera diferente.

Réplicas personales del big bang

El descubrimiento del fondo demicroondas de Penzias y Wilson tuvo unclaro efecto en las carreras de Gamow yHoyle. Para Hoyle, el trabajo de Penziasy Wilson fue una experiencia en elumbral de la muerte. En 1965, por fin,Hoyle aceptó oficialmente la derrota enla revista Nature, citando el fondo demicroondas y la abundancia de heliocomo razones para abandonar la teoríadel estado estacionario. Sin embargo, loque realmente le perturbó fue que la

teoría del estado estacionario hubieraperdido su poder de predicción: «Secree que la existencia del fondo demicroondas acabó con la cosmología del"estado estacionario", pero lo querealmente acabó con ella fue lapsicología. [...] Aquí, en el fondo demicroondas, había un fenómenoimportante que no había predicho. [...]Durante muchos años, me quedé para elarrastre»[18]. (Más tarde, Hoyle cambióde idea e intentó juguetear con nuevasvariaciones de la teoría del estadoestacionario del universo, pero cadanueva variación era menos plausible quela anterior.)

Por desgracia, la cuestión de laprioridad le dejó mal gusto de boca a

Gamow. Si uno lee entre líneas, aGamow no le gustaba que su trabajo y elde Alpher y Hermann apenas fueranmencionados, si es que se citaban algunavez. Educado como era, guardó silenciosobre sus sentimientos, pero en cartasprivadas escribió que era injusto quefísicos e historiadores ignorasentotalmente su obra.

Aunque el trabajo de Penzias yWilson fue un gran golpe a la teoría delestado estacionario y ayudó a poner elbig bang sobre una firme baseexperimental, había grandes lagunas ennuestra comprensión de la estructura deluniverso en expansión. En un universode Friedmann, por ejemplo, uno debeconocer el valor de Omega, la

distribución media de materia en eluniverso, para entender su evolución.Sin embargo, la determinación deOmega se hizo bastante problemáticacuando se constató que la mayor partedel universo no estaba constituida porlos familiares átomos y moléculas, sinopor una extraña sustancia nueva llamada«materia oscura», que superaba la masade la materia ordinaria en un factor dela. Una vez más, los pioneros de estecampo no fueron tomados en serio por elresto de la comunidad astronómica.

Omega y la materia oscura

La historia de la materia oscura esquizás uno de los capítulos más extrañosde la cosmología. En la década de 1930,

el inconformista astrónomo suizo FritzZwicky, de Cal Tech, vio que lasgalaxias del cúmulo Coma no se movíande acuerdo con la gravedad de Newton.Observó que estas galaxias se movíantan rápido que, según las leyes delmovimiento de Newton, debíansepararse y disolver el cúmulo. Pensóque la única manera de que el cúmuloComa pudiera mantenerse junto y nosepararse era que tuviera cientos deveces más materia de la que podía versea través del telescopio. O bien las leyesde Newton eran incorrectas de algúnmodo en cuanto a las distanciasgalácticas, o bien había una grancantidad de materia invisible y nodetectada en el cúmulo Coma que lo

mantenía unido.Aquella fue la primera indicación

en la historia de que algo funcionabamal en lo relativo a la distribución demateria en el universo.Lamentablemente, por varias razones,los astrónomos rechazaron o ignoraronuniversalmente el trabajo pionero deZwicky.

En primer lugar, eran reacios acreer que la gravedad de Newton, quehabía dominado la física durante siglos,pudiera ser incorrecta. Había unprecedente en el manejo de crisis comoésta en la astronomía. Cuando la órbitade Urano fue analizada en el siglo XIX,se observó que se tambaleaba: sedesviaba en una diminuta cantidad de las

ecuaciones de Isaac Newton. Así pues, oNewton se equivocaba o tenía que haberun nuevo planeta cuya gravedad tirara deUrano. Lo correcto era lo segundo, y seencontró a Neptuno al primer intento, en1846, al analizar la localizaciónpredicha por las leyes de Newton.

En segundo lugar, había la cuestiónde la personalidad de Zwicky y el tratoque le dispensaban los astrónomos como«outsider». Zwicky era un visionarioque había sido ridiculizado o ignorado amenudo en su vida. En 1933, con WalterBaade, acuñó la palabra «supernova» ypredijo correctamente que una pequeñaestrella de neutrones, de unos 22kilómetros de diámetro, podía ser elremanente definitivo de una estrella que

había estallado. La idea era tandisparatada que, el 19 de enero de 1934,fue satirizada en las tiras cómicas deLos Angeles Times. Zwicky estabafurioso con el pequeño grupo de elite deastrónomos que, a su juicio, le negabanel reconocimiento, le robaban las ideasy no accedían a concederle tiempo enlos telescopios de 2,54 y 5,08 metros.(Poco antes de su muerte en 1974,Zwicky publicó, él mismo, un catálogode las galaxias. El catálogo empezabacon el encabezamiento: «Unrecordatorio a los grandes sacerdotes dela astronomía americana y a sussicofantes». El ensayo presentaba unacrítica feroz de la naturaleza cerrada yestancada de la elite de la astronomía,

que tendía a dejar fuera a visionarioscomo él. «Los sicofantes y ladronespuros de hoy parecen andar libres, sobretodo en la astronomía americana, paraapropiarse de descubrimientos einvenciones realizados por lobossolitarios e inconformistas»[19],escribió. Les llamaba «cabronesesféricos» porque «son cabrones desdedondequiera que los mires». Le produjogran indignación haber sido ignoradocuando concedieron el premio Nobel aotra persona por el descubrimiento de laestrella de neutrones.)[20]

En 1962, el curioso problema delmovimiento galáctico fue redescubiertopor la astrónoma Vera Rubin. Estudió larotación de la galaxia de la Vía Láctea y

encontró el mismo problema: lacomunidad astronómica la miró porencima del hombro. Normalmente,cuanto más lejos está del Sol un planeta,más lentamente viaja. Cuanto más cercaestá, más rápido se mueve. Por esoMercurio lleva el nombre del dios de lavelocidad, porque está muy cerca delSol, y por eso la velocidad de Plutón esdiez veces menor que la de Mercurio,porque es el que está más lejos del Sol.Sin embargo, cuando Vera Rubin analizólas estrellas azules de nuestra galaxia,encontró que las estrellas rotabanalrededor de la galaxia a la mismavelocidad, independientemente de sudistancia al centro galáctico (lo que sellama «curva de rotación plana»),

violando de este modo los preceptos dela mecánica newtoniana. En realidad,observó que la galaxia de la Vía Láctearotaba tan deprisa que tendría quedesintegrarse. Pero la galaxia ha sidobastante estable durante 10.000 millonesde años; era un misterio por qué la curvade rotación era plana. Para que lagalaxia no se desintegrara, tenía quetener una masa 10 veces superior a loque solían pensar los científicos.Aparentemente, ¡había desaparecido el90% de la masa de la Vía Láctea!

Vera Rubin fue ignorada, en parteporque era una mujer. Con cierto dolor,recuerda que cuando pidió el ingreso enel Swarthmore College como estudiantede ciencias de último curso y

casualmente le dijo al secretario deadmisiones que le gustaba pintar, elentrevistador le dijo: «¿No ha pensadoen dedicarse a pintar imágenes deobjetos astronómicos?». Más tarderecordaba: «Se convirtió en una frasehabitual en mi familia: durante muchosaños, siempre que algo le iba mal aalguien, le decíamos: "No has pensadonunca en dedicarte a pintar imágenes deobjetos astronómicos?"»[21]. Cuando ledijo a su profesor de física que la habíanaceptado en Vassar, él contestó: «Le irábien siempre que se mantenga alejada dela ciencia». Más tarde recordaba: «Senecesita una gran autoestima paraescuchar cosas así y no hundirte».

Después de licenciarse, solicitó el

ingreso en Harvard y fue aceptada, perorenunció porque se casó y se fue con sumarido, que era químico, a Cornell.(Recibió una carta de Harvard con lassiguientes palabras escritas a mano en laparte inferior: «Malditas mujeres. Cadavez que consigo una buena, se va paracasarse».) Hace poco asistió a unaconferencia de astronomía en Japón, yera la única mujer presente. «Enrealidad, durante mucho tiempo no podíacontar esta historia sin echarme a llorar,porque ciertamente en una generación[...] no ha cambiado gran cosa»,confesó.

Sin embargo, la importancia de sucuidadoso trabajo, y el trabajo de otros,empezó a convencer poco a poco a la

comunidad astronómica del problema dela masa que faltaba. En 1978, Rubin ysus colegas habían examinado oncegalaxias espirales; todas ellas rotabandemasiado rápido para mantenerseunidas según las leyes de Newton.Aquel mismo año, el radioastrónomoAlbert Bosma publicó el análisis máscompleto hasta ahora de las docenas degalaxias espirales; casi todas ellasmostraban la misma conducta anómala.Esto pareció convencer finalmente a lacomunidad astronómica de querealmente existía la materia oscura.

La solución más sencilla a esteangustioso problema era suponer que lasgalaxias estaban rodeadas por un haloinvisible que contenía diez veces más

materia que las propias estrellas. Desdeaquel tiempo, se han desarrolladomedios más sofisticados para medir lapresencia de esta materia invisible. Unode los más impresionantes es medir ladistorsión de la luz de la estrella cuandoviaja a través de la materia invisible.Como la lente de las gafas, la materiaoscura puede curvar la luz (por suenorme masa y, por tanto, tiróngravitatorio). Recientemente, analizandocon cuidado las fotografías deltelescopio espacial Hubble mediante unordenador, los científicos pudieronconstruir mapas de la distribución de lamateria oscura en todo el universo.

Se ha desatado una lucha feroz paradescubrir de qué está hecha la materia

oscura. Algunos científicos piensan quepodría consistir en materia ordinaria,sólo que es muy oscura (es decir,constituida por estrellas enanasmarrones, estrellas de neutrones,agujeros negros y objetos similares, queson casi invisibles.) Estos objetos sonagrupados como «materia bariónica», esdecir, materia hecha de barionesfamiliares (como neutrones y protones).Colectivamente, se les llama MACHO(iniciales de Massive Compact HaloObjects, es decir, objetos de halocompactos masivos).

Otros creen que la materia oscurapuede consistir en materia no bariónicamuy caliente, como los neutrinos(materia oscura caliente). Sin embargo,

los neutrinos se desplazan a talvelocidad que no pueden dar cuenta dela mayor parte de la aglutinación demateria oscura y galaxias que vemos enla naturaleza. Otros levantan las manosen señal de rendición y admiten que lamateria oscura debe de estar constituidapor un tipo de materia totalmente nuevallamada «materia oscura fría» y WIMPS(partículas masivas de interaccióndébil), que son las candidatasprincipales a explicar la mayor parte dela materia oscura.

El satélite COBE

Utilizando un telescopio ordinario,la bestia de carga de la astronomíadesde la época de Galileo, no se puede

resolver el misterio de la materiaoscura. La astronomía ha progresado demanera notable utilizando ópticasasentadas en el suelo. Sin embargo, enlos años noventa llegó a la mayoría deedad una nueva generación deinstrumentos astronómicos que utilizabalo último en tecnología de satélites,láseres y ordenadores y que cambió porcompleto el aspecto de la cosmología.

Uno de los primeros frutos de estacosecha fue el satélite COBE(Explorador del Fondo Cósmico),lanzado en noviembre de 1989. Mientrasla obra original de Penzias y Wilsonsólo confirmaba unos cuantos datoscoherentes con el big bang, el satéliteCOBE pudo medir docenas de datos que

encajaban exactamente con la predicciónde la radiación de cuerpo negro hechapor Gamow y sus colegas en 1948.

En 1990, en una reunión de laSociedad Astronómica Americana, los1. 500 científicos presentes, todos enpie, estallaron en una estruendosaovación cuando vieron los resultadosdel COBE colocados en un mapa quemostraba una concordancia casi perfectacon un fondo de microondas a unatemperatura de 2,728 K.

El astrónomo de PrincetonJeremiah P. Ostriker señalaba: «Cuandose encontraron fósiles en las rocas, elorigen de las especies del universoquedó absolutamente claro. Pues bien, elCOBE encontró los fósiles [del

universo]»[22].Sin embargo, los mapas del COBE

eran bastante confusos. Por ejemplo, loscientíficos querían analizar los «puntoscalientes» o fluctuaciones en laradiación del fondo cósmico, que debíanser aproximadamente de un grado de unaa otra región del firmamento. Pero losinstrumentos del COBE sólo pudierondetectar fluctuaciones que tenían siete omás grados entre un lugar y otro porqueno eran lo bastante sensibles paradetectar estos pequeños puntoscalientes. Los científicos se vieronobligados a esperar los resultados delsatélite WMAP, cuyo lanzamiento estabaprevisto para principios de este siglo,para resolver muchas preguntas y

misterios.

4. Inflación yuniversos paralelos

No puede salir nada dela nada.

Lucrecio

Entiendo que nuestroUniverso surgió realmente dela nada hace unos 1010años.[...] Ofrezco la modestaproposición de que nuestroUniverso es simplemente unade aquellas cosas que ocurren

de vez en cuando.Edward Tryon

El universo es un granregalo.

Alan Guth

En la novela clásica de ciencia

ficción Tau cero , escrita por PoulAnderson, una nave espacial bautizadacomo Leonora Christine parte de laTierra en una misión a las estrellascercanas. Con una tripulación decincuenta personas, la nave puedealcanzar velocidades próximas a la de laluz cuando viaja hacia un nuevo sistemaestelar. Lo más importante es que lanave utiliza un principio de relatividad

especial, que dice que el tiempoaminora su marcha dentro de la navecuanto más rápido se mueve. Así, unviaje a las estrellas cercanas, que desdeel punto de vista de la Tierra puededurar décadas, a los astronautas lesparece que dura sólo unos años. Para unobservador que desde la Tierra mira alos astronautas por el telescopio,parecería como si estuvieran congeladosen el tiempo, como si se encontrasen enuna especie de animación suspendida.Pero, para los astronautas a bordo, eltiempo progresa con normalidad.Cuando la nave especial desacelere ylos astronautas desembarquen en unnuevo mundo, descubrirán que hanviajado treinta años luz en sólo unos

años.La nave es una maravilla de la

ingeniería; está propulsada por motoresde fusión estatorreactores que recolectanhidrógeno del espacio profundo ydespués lo queman para conseguir unaenergía ilimitada. Viaja tan deprisa quela tripulación puede ver incluso eldesplazamiento Doppler de la luz de lasestrellas: las estrellas que tienen delanteaparecen azuladas, mientras que lasestrellas de detrás aparecen rojizas.

Súbitamente les golpea el desastre.A unos diez años luz de la Tierra, lanave experimenta una turbulenciacuando atraviesa una nube de polvointerestelar y su mecanismo dedesaceleración queda incapacitado. La

tripulación, horrorizada, se encuentraatrapada en una nave espacial que huye,acelerando cada vez más a medida quese acerca a la velocidad de la luz.Observan impotentes cómo la nave,fuera de control, recorre sistemasestelares enteros en unos minutos. En unaño, la nave espacial atraviesa la mitadde la galaxia de la Vía Láctea. Mientrasacelera sin control, recorre las galaxiasen unos cuantos meses, aunque en laTierra han pasado millones de años.Pronto viajan a una velocidad tancercana a la de la luz, tau cero, que sontestigos de acontecimientos cósmicos,mientras el propio universo empieza aenvejecer ante sus ojos.

Finalmente ven que la expansión

original se invierte y que el universo secontrae en sí mismo. La temperaturaempieza a subir de manera espectaculary se dan cuenta de que se dirigen a lagran implosión. Los miembros de latripulación rezan sus oraciones ensilencio mientras la temperatura sedispara, las galaxias empiezan afusionarse y se forma un átomoprimordial cósmico delante de ellos. Lamuerte por incineración pareceinevitable.

Su única esperanza consiste en quela materia se colapse en un área finita dedensidad finita y que, viajando a su granvelocidad, puedan atravesarlarápidamente. Milagrosamente, sublindaje los protege cuando atraviesan

el átomo primordial y son testigos de lacreación de un nuevo universo. Amedida que el universo se expande denuevo, presencian sobrecogidos lacreación de nuevas estrellas y galaxiasante sus ojos. Consiguen reparar su naveespacial y cuidadosamente trazan sucurso en busca de una galaxia lobastante vieja como para contener loselementos superiores que harán posiblela vida. Finalmente, localizan un planetaque puede albergar vida y crean unacolonia en él para empezar de nuevo lahumanidad.

Esta novela fue escrita en 1967,cuando se producía un vigoroso debateentre los astrónomos respecto al destinofinal del universo: si moriría en una gran

implosión o en una gran congelación, sioscilaría indefinidamente o viviría parasiempre en un estado constante. Desdeentonces, el debate parece haberseresuelto y ha aparecido una nueva teoríallamada «inflación».

El nacimiento de la inflación

«ESPECTACULARCONSTATACIÓN», escribió Alan Guthen su diario en 1979. Se sentía jubilosoporque sabía que podía haber tropezadocon una de las grandes ideas de lacosmología. Guth había realizado laprimera revisión importante de la teoríadel big bang en cincuenta años con unaobservación fundamental: podríaresolver algunos de los enigmas más

profundos de la cosmología sipresuponía que el universo había sufridouna hiperinflación acelerada en elinstante de su nacimiento,astronómicamente más rápida de lo quecreían la mayoría de los físicos.

Vio que, con esta hiperexpansión,podía resolver sin esfuerzo una serie deprofundas cuestiones cosmológicasincomprensibles. Era una idea querevolucionaría la cosmología. (Losdatos cosmológicos recientes,incluyendo los resultados del satéliteWMAP, coinciden con suspredicciones.) No es la única teoríacosmológica, pero es sin lugar a dudasla más sencilla y creíble.

Es notable que una idea tan sencilla

pudiera resolver cuestionescosmológicas tan espinosas. Uno de losproblemas que la inflación resolvía conelegancia era el problema del universoplano. Los datos astronómicos handemostrado que la curvatura deluniverso es notablemente cercana acero, en realidad mucho más cercana acero de lo que habían creídoanteriormente la mayoría de losastrónomos. Esto podía explicarse si eluniverso, como un globo querápidamente se va inflando, quedaraaplanado durante el periodo deinflación. Nosotros, como las hormigasque andan por la superficie de un globo,simplemente somos demasiadopequeños para observar la diminuta

curvatura del globo. La inflación haestirado tanto el espacio-tiempo queparece plano.

Lo que también era histórico deldescubrimiento de Guth era querepresentaba la aplicación de la físicade partículas elementales, que estudialas partículas más diminutas encontradasen la naturaleza, al estudio del universoen su totalidad incluyendo su origen.Ahora sabemos que los misterios másprofundos del universo no podíanresolverse sin la física de loextremadamente pequeño: el mundo dela teoría cuántica y la física de laspartículas elementales.

La búsqueda de la unificación

Guth nació en 1947 en New

Brunswick, Nueva Jersey. A diferenciade Einstein, Gamow o Hoyle, no hubo uninstrumento o un momento crucial que loimpulsara al mundo de la física. Ni supadre ni su madre eran universitarios nimostraban demasiado interés por laciencia, pero, según admitía él mismo,siempre sintió fascinación por larelación entre las matemáticas y lasleyes de la naturaleza.

Cuando estaba en el MIT, en ladécada de 1960, pensó seriamente endedicarse a la física de las partículaselementales. En concreto, le fascinaba elentusiasmo generado por una nuevarevolución que se produjo en el mundo

de la física: la búsqueda de launificación de todas las fuerzasfundamentales. Durante mucho tiempo,el santo grial de la física ha sido labúsqueda de temas unificadores quepuedan explicar las complejidades deluniverso de la manera más sencilla ycoherente. Desde el tiempo de losgriegos, los científicos han pensado queel universo que vemos actualmenterepresenta los restos fragmentados ypulverizados de una mayor simplicidady que nuestro objetivo es revelar estaunificación.

Después de dos mil años deinvestigación de la naturaleza de lamateria y la energía, los físicos handeterminado que sólo cuatro fuerzas

fundamentales impulsan el universo.(Los científicos han intentado buscar unaquinta fuerza posible, pero hasta ahoralos resultados en esta dirección han sidonegativos o poco concluyentes.)

La primera fuerza es la gravedad,que mantiene unido al Sol y guía a losplanetas en sus órbitas celestes en elsistema solar. Si, de pronto, la gravedadse «apagara», las estrellas de los cielosestallarían, la Tierra se desintegraría ynosotros seríamos lanzados al espacioexterior a más de mil kilómetros porhora.

La segunda gran fuerza es elelectromagnetismo, la fuerza que iluminanuestras ciudades, llena nuestro mundode televisores teléfonos móviles, radios,

rayos láser e Internet. Si la fuerzaelectromagnética se desconectara depronto, la civilización retrocedería unsiglo o dos hacia la oscuridad y elsilencio. Esto quedó ilustrado de maneragráfica en el gran apagón de 2003, queparalizó el nordeste de Estados Unidos.Si examinamos microscópicamente lafuerza electromagnética, vemos que enrealidad está constituida por partículasdiminutas, o cuantos, llamadas«fotones».

La tercera fuerza es la interacciónnuclear débil, que es responsable de ladesintegración radiactiva. Cuando lainteracción débil no es lo bastante fuertepara mantener unido el núcleo delátomo, permite que el núcleo se rompa,

o se desintegre lentamente. La medicinanuclear de los hospitales se basafundamentalmente en la interacciónnuclear débil. Esta interacción tambiénayuda a calentar el centro de la Tierra através de materiales radiactivos queimpulsan la enorme potencia de losvolcanes. La interacción débil, a su vez,se basa en las interacciones deelectrones y neutrinos (partículasfantasmagóricas que están casidesprovistas de masa y pueden pasar através de billones de kilómetros deplomo sólido Sin interactuar con nada).Estos electrones y neutrinosinteraccionan intercambiando otraspartículas, llamadas «bosones W y Z».

La interacción nuclear fuerte

mantiene los núcleos de los átomosunidos. Sin la interacción nuclear, losnúcleos se desintegrarían, los átomos sedispersarían y la realidad tal como laconocemos se disolvería. La interacciónnuclear fuerte es responsable deaproximadamente un centenar de loselementos que llenan el universo. Juntas,la interacción nuclear fuerte y la débilson responsables de la luz que emana delas estrellas a través de la ecuación deEinstein E = mc² Sin la interacciónnuclear, el universo entero seoscurecería, la temperatura de la Tierrase desplomaría y los océanos sehelarían.

Una asombrosa característica deestas cuatro fuerzas es que son

completamente diferentes la una de laotra, con formas de energía ypropiedades diferentes. Por ejemplo, lagravedad es con diferencia la más débilde las cuatro fuerzas, 1016veces másdébil que la fuerza electromagnética. LaTierra pesa 6 billones de billones dekilogramos; sin embargo, su masa y sugravedad pueden ser anuladasfácilmente por la fuerzaelectromagnética. El peine que usamos,por ejemplo, puede atraer diminutaspiezas de papel por electricidadestática, anulando de este modo lagravedad de toda la Tierra. Además, lagravedad es estrictamente atractiva. Lafuerza electromagnética puede ser tantoatractiva como repulsiva, dependiendo

de la carga de una partícula.

La unificación en el big bang

Una de las cuestionesfundamentales a la que tiene que hacerfrente la física es: ¿por qué el universotiene que ser gobernado por cuatrofuerzas distintas? ¿Y por qué estascuatro fuerzas tienen que ser tandiferentes, con formas de energía,interacciones y características físicasdiversas?

Einstein fue el primero enemprender una campaña para unificarestas fuerzas en una sola teoría global,empezando por unir la gravedad con lafuerza electromagnética. No lo consiguióporque se adelantó demasiado a su

tiempo: se sabía muy poco sobre lainteracción fuerte para hallar una teoríadel campo unificado realista. Pero eltrabajo pionero de Einstein abrió losojos del mundo de la física a laposibilidad de una «teoría del todo».

El objetivo de una teoría de campounificado parecía totalmente imposibleen la década de 1950, sobre todo cuandola física de partículas elementales seencontraba sumergida en un verdaderocaos, con los colisionadores de átomosfisionando átomos en busca de los«elementos constituyentes» de la materiasólo para acabar encontrando que de losexperimentos salían cientos departículas más. La «física de laspartículas elementales» se convirtió en

una contradicción de términos, un chistecósmico. Los griegos pensaban que, aldescomponer una sustancia en losbloques básicos que la constituían, lascosas se volvían más sencillas, peroocurrió exactamente lo contrario: losfísicos se esforzaban buscandosuficientes letras en el alfabeto griegopara poder etiquetar las partículas. J.Robert Oppenheimer bromeó que elpremio Nóbel de física deberíaconcederse al físico que no descubrieraninguna partícula nueva aquel año. ElNobel Steven Weinberg empezó apreguntarse si la mente humana eracapaz de resolver el secreto de lainteracción nuclear.

Sin embargo, toda esta confusión se

vio más o menos reducida a principiosde la década de 1960, cuando MurrayGell-Mann y George Zweig, de CalTech, propusieron la idea de los quarks,los constituyentes que forman losprotones y los neutrones. Según la teoríade los quarks, tres quarks forman unprotón o un neutrón, y un quarck y unantiquarck forman un mesón (unapartícula que mantiene unido el núcleo).Se trataba sólo de una solución parcial(ya que hoy estamos inundados de tiposdiferentes de quarks), pero sirvió parainyectar nueva energía en un campoantes aletargado.

En 1967, los físicos StevenWeinberg y Abdus Salam hicieron undescubrimiento asombroso que demostró

que era posible unificar la interaccióndébil y la electromagnética. Crearon unanueva teoría a partir de la cual loselectrones y los neutrinos (que recibenel nombre conjunto de «leptones»)interaccionaban unos con otros paraintercambiar nuevas partículas llamadas«bosones W y Z» así como fotones.Tratando los bosones W y Z y losfotones del mismo modo, crearon unateoría que unificaba las dos fuerzas. En1979, Steven Weinberg, SheldonGlashow y Abdus Salam recibieron elpremio Nobel por su trabajo colectivoal unificar dos de las cuatro fuerzas, lafuerza electromagnética con lainteracción débil, y permitir lacomprensión de la interacción nuclear

fuerte.En la década de 1970 los físicos

analizaron los datos procedentes delacelerador de partículas del CentroAcelerador Lineal de Stanford (SLAC),que disparaba intensos rayos deelectrones a un objetivo con el fin deintroducir una sonda en el interior delprotón. Encontraron que la interacciónnuclear fuerte que mantenía unidos losquarks dentro del protón podíaexplicarse introduciendo unas partículasnuevas llamadas «gluones», que son loscuantos de la interacción nuclear fuerte.La fuerza vinculante que mantenía unidoal protón podía explicarse mediante elintercambio de gluones entre los quarksconstituyentes. Esto condujo a una nueva

teoría de la interacción nuclear fuertellamada «cromodinámica cuántica».

Así, a mediados de la década de1970, era posible ensamblar tres de lascuatro fuerzas (excluyendo la gravedad)para conseguir 10 que se llama el«modelo estándar», una teoría dequarks, electrones y neutrinos queinteraccionan intercambiando gluones,bosones W y Z y fotones. Es laculminación de décadas de investigacióndolorosamente lenta en la física departículas. En el presente, el modeloestándar se ajusta a todos los datosexperimentales relativos a la física departículas, sin excepción.

Aunque el modelo estándar es unade las teorías de la física de mayor éxito

de todos los tiempos, es notablementefeo. Es difícil creer que la naturalezapueda funcionar a un nivel fundamentalsobre una teoría que parece tanimprovisada. Por ejemplo, haydiecinueve parámetros arbitrarios en lateoría que simplemente se han puesto aojo, sin ton ni son (es decir, las distintasmasas y fuerzas de interacción no estándeterminadas por la teoría, sino quetienen que estarlo por laexperimentación; de manera ideal, enuna verdadera teoría unificada, estasconstantes serían determinadas por lapropia teoría, sin confiar enexperimentos externos).

Además, hay tres copias exactas departículas elementales llamadas

«generaciones». Es difícil de creer quela naturaleza, en su nivel más elemental,incluya tres copias exactas de partículassubatómicas. Excepto en las masas deestas partículas, estas generaciones sonduplicados unas de otras. (Por ejemplo,las copias del electrón incluyen el muón,que pesa 200 veces más que el electrón,y la partícula tau, que pesa 3.500 vecesmás.) Y, finalmente, el modelo estándarno hace mención alguna de la gravedad,aunque la gravedad es quizá la forma deenergía más dominante en el universo.

Como, a pesar de sus asombrososéxitos experimentales, el modeloestándar parece tan limitado, los físicosintentaron desarrollar primero otrateoría, la Gran Teoría Unificada (GUT),

que ponía en las mismas condiciones aquarks y leptones. También trataba elgluón, el bosón W y Z y el fotón almismo nivel. (Sin embargo, no podía serla «teoría final», porque la gravedadseguía quedando llamativamente fuera;se consideraba demasiado difícil defundir con las otras fuerzas, comoveremos.)

Este programa de unificación, a suvez, introdujo un nuevo paradigma en lacosmología. La idea era sencilla yelegante: en el instante del big bang, lascuatro fuerzas fundamentales fueronunificadas en una fuerza única coherente,una misteriosa «superfuerza». Las cuatrofuerzas eran una misma forma de energíay formaban parte de un todo coherente

más grande. El universo empezó en unestado de perfección. Sin embargo,cuando empezó a expandirse y enfriarserápidamente, la fuerza original empezó a«resquebrajarse» y las diferentes fuerzasse fueron separando una tras otra.

Según esta teoría, el enfriamientodel universo después del big bang esanálogo a la congelación del agua.Cuando el agua está en estado líquido,es bastante uniforme y suave. Sinembargo, cuando se congela, se formanen su interior millones de cristalesdiminutos. Cuando el agua líquida estátotalmente congelada, su uniformidadoriginal queda malparada y el hielocontiene grietas, burbujas y cristales.

Dicho de otro modo, hoy vemos

que el universo está horriblementefragmentado. No es uniforme nisimétrico en absoluto, sino que presentacordilleras accidentadas, volcanes,huracanes, asteroides rocosos y estrellasque estallan, sin una unidad coherente;más aún, también vemos las cuatrofuerzas fundamentales sin relación entreellas. Pero la razón por la que eluniverso está tan fragmentado es que esmuy viejo y frío.

Aunque el universo empezó en unestado de unidad perfecta, hoy harecorrido muchas transiciones de fase ocambios de estado y las fuerzas deluniverso han ido liberándose las unas delas otras a medida que se enfriaba. Eltrabajo de los físicos es volver atrás

para reconstruir los pasos con los queempezó originariamente el universo (enun estado de perfección) y que llevaronal universo fragmentado que vemos anuestro alrededor.

Estas partículas subatómicas son lasque contiene el modelo estándar, lateoría de panículas elementales más

convincente. Está construida conquarks, que forman protones y

neutrones, leptones como el electrón yel neutrino, y muchas más partículas.

Nótese que el modelo se traduce en trescopias idénticas de partículas

subatómicas. Como el modelo estándarno consigue explicar la gravedad (y

parece tan extraño), los físicos teóricoscreen que no puede ser la teoría final.

La clave, por tanto, es entender

precisamente cómo ocurrieron alprincipio del universo estos cambios deestado que los físicos llaman «rupturaespontánea». Tanto si es la fusión delhielo, la ebullición del agua, la creaciónde nubes de lluvia o el enfriamiento delbig bang, los cambios de estado puedenrelacionar dos estados de materia

totalmente diferentes. (Para ilustrar lopoderosos que pueden ser estos cambiosde estado, el artista Bob Miller haplanteado el siguiente acertijo: «¿Cómosuspendería 200 toneladas de agua en elaire sin medio de soporte visible? Larespuesta es: construyendo unanube»[1].)

Falso vacío

Cuando una fuerza se desprende delas demás, el proceso puede compararsea la ruptura de un dique. Los, ríos fluyenmontaña abajo porque el agua fluye en ladirección de la menor energía, que es elnivel del mar. El menor estado deenergía recibe el nombre de «vacío».

Sin embargo, hay un estado pocohabitual llamado «falso vacío». Siconstruimos una presa en un río, porejemplo, el dique parece ser estable,pero en realidad está sometido a unapresión tremenda. Si se produce unapequeña grieta en él, la presión puederomperlo súbitamente y liberar untorrente de energía del falso vacío (elrío contenido) que causará unainundación catastrófica en la direccióndel verdadero vacío (el nivel del mar).Pueblos enteros pueden quedarinundados si tenemos una rupturaespontánea de un dique y una transiciónsúbita hacia el verdadero vacío.

De manera similar, en la teoríaGUT, el universo originalmente empezó

en el estado del falso vacío, con las tresfuerzas unificadas en una sola fuerza.Sin embargo, la teoría era inestable, serompió espontáneamente e hizo latransición desde el falso vacío, dondelas fuerzas estaban unificadas, hacia elverdadero vacío, donde las fuerzas estánseparadas.

Esto ya se conocía cuando Guthempezó a analizar la teoría GUT. Perose dio cuenta de algo que los demáshabían pasado por alto. En el estado delfalso vacío, el universo se expandeexponencialmente, tal como predijo DeSitter en 1917. Es la constantecosmológica, la energía del falso vacío,la que impulsa el universo a expandirsea un ritmo tan enorme. Guth formuló una

pregunta definitiva: ¿puede estaexpansión exponencial de De Sitterresolver algunos de los problemas de lacosmología?

El problema del monopolo

Una predicción de muchas teoríasGUT era la producción de un grannúmero de monopolos al principio deltiempo. Un monopolo es un único polomagnético, norte o sur. En la naturaleza,estos polos se encuentran siempre apares. Si tomamos un imán,invariablemente encontramos tanto unpolo norte como un polo sur juntos. Sitomamos un martillo y rompemos elimán en dos, no encontraremos dosmonopolos, sino dos pequeños imanes,

cada uno con su par de polos norte y sur.Sin embargo, el problema era que

los científicos, después de siglos deexperimentos, no habían encontrado unaprueba concluyente de la existencia delos monopolos. Como nadie había vistonunca un monopolo, Guth no entendíapor qué las teorías GUT predecíantantos. «Como el unicornio, el monopoloha seguido fascinando a la mente humanaa pesar de la ausencia de observacionesconfirmadas»[2], señaló Guth.

Y de pronto lo captó. En uninstante, todas las piezas encajaron. Sedio cuenta de que si el universo empezóen un estado de falso vacío, podíaexpandirse exponencialmente, comohabía propuesto De Sitter hacía décadas.

En el estado de falso vacío, el universopodía inflarse súbitamente de maneraincreíble, diluyendo de este modo ladensidad de los monopolos. Si loscientíficos no habían visto nunca antesun monopolo, era sólo porque estabandispersos sobre un universo que eramucho más grande de lo que se habíapensado anteriormente.

Para Guth, esta revelación fue unafuente de asombro y alegría. Unaobservación sencilla como ésta podíaexplicar el problema del monopolo deun solo golpe. Pero pronto se dio cuentade que esta predicción tendríaimplicaciones cosmológicas mucho másallá de la idea original.

El problema del universo plano

Guth se dio cuenta de que su teoríaresolvía otro problema, el del universoplano discutido anteriormente. Laimagen clásica del big bang no podíaexplicar por qué el universo era tanplano. En los años sesenta se creía quela densidad de la materia en el universo,llamada Omega, era aproximadamentede 0,1. El hecho de que fuerarelativamente cercana a la densidadcrítica de 1,0 tantos miles de millonesde años después del big bang eraprofundamente perturbador. A medidaque el universo se expandía, Omegadebería haber cambiado con el tiempo.Este número era incómodamente cercano

al valor de 1,0, que describe un espacioperfectamente plano.

Para cualquier valor razonable deOmega al principio del tiempo, lasecuaciones de Einstein demuestran quedebería ser casi cero. Para que Omegaestuviera tan cerca de 1 tantos miles demillones de años después del big banghacía falta un milagro. Es lo que encosmología se denomina «problema delajuste preciso». Dios, o algún creador,tenía que «elegir» el valor de Omegacon una exactitud fantástica para queOmega fuera 0,1 actualmente. Que hoyOmega esté entre 0,1 y 10, significa que,un segundo después del big bang, teníaque ser 1,00000000000000. Es decir, alprincipio del tiempo el valor de Omega

tuvo que ser «elegido» igual al númerouno con una precisión de 1 entre cienbillones, lo que es difícil decomprender.

Imaginemos que intentamosequilibrar un lápiz verticalmente sobrela punta. Por mucho que lo intentemos,suele caerse. En realidad, requiere unajuste de gran precisión equilibrar ellápiz para que no caiga. Pues bien, ahoraintentemos equilibrar el lápiz sobre supunta de modo que se mantenga verticalno sólo un segundo, ¡sino varios años!Se ve la cantidad de ajuste preciso queimplica que hoy Omega sea 0,1. El másligero error en el ajuste preciso deOmega hubiera creado un Omega muydiferente de 1. Así pues, ¿por qué

Omega está hoy tan cerca de 1 si lonormal sería que fueraastronómicamente diferente?

Para Guth, la respuesta era obvia.El universo simplemente se infló de talmodo que se volvió plano. Como unapersona que llega a la conclusión de quela Tierra es plana porque no puede verel horizonte, los astrónomos llegaron ala conclusión de que Omega tiene unvalor alrededor de 1 porque la inflaciónaplanó el universo.

El problema del horizonte

La inflación no sólo explicó losdatos que sostienen que el universo esplano, sino que también resolvió elproblema del horizonte. Este problema

se basa en la simple constatación de queel cielo nocturno parece serrelativamente uniforme, se mire dondese mire. Si volvemos la cabeza 180°,observaremos que el universo esuniforme, aunque acabamos de verpartes del universo separadas pordecenas de miles de millones de añosluz. Los potentes telescopios queexploran el firmamento tampoco puedenencontrar una desviación apreciable dela uniformidad. Nuestros satélitesespaciales han demostrado que laradiación de microondas cósmicatambién es extremadamente uniforme.Miremos donde miremos en el espacio,la temperatura de la radiación de fondono se desvía más allá de una milésima

de grado.Pero esto es un problema, porque

la velocidad de la luz es el límite develocidad máxima del universo. No haymanera, en la vida del universo, de quela luz o la información hayan podidoviajar de un extremo del firmamento alotro. Por ejemplo, si miramos laradiación de microondas en unadirección, ha viajado más de 13 milmillones de años desde el big bang. Sivolvemos la cabeza y miramos endirección opuesta, vemos una radiaciónde microondas idéntica que también haviajado más de 13 mil millones de años.Como están a la misma temperatura,deben de haber estado en contactotérmico al principio del tiempo. Pero es

imposible que la información hayapodido viajar desde extremos opuestosen el cielo nocturno (separados por másde 26 mil millones de años luz) desde elbig bang.

La situación es aún peor simiramos el cielo 380.000 años despuésdel big bang, cuando se formó porprimera vez la radiación de fondo. Simiramos puntos opuestos del cielo,vemos que la radiación de fondo esprácticamente uniforme. Pero según loscálculos de la teoría del big bang, estospuntos opuestos están separados por 90millones de años luz (por la expansióndel espacio desde la explosión). No haymanera de que la luz haya podido viajara 90 millones de años luz en sólo

380.000 años. La información habríatenido que viajar mucho más rápido quela velocidad de la luz, lo cual esimposible.

En realidad, el universo deberíaaparecer bastante desigual, con unaparte demasiado distante para haberestablecido contacto con otra partedistante. ¿Cómo puede el universoaparecer tan uniforme, cuando la luzsimplemente no tiene tiempo suficientepara formarse y llevar información deuna parte distante del universo a la otra?(El físico de Princeton Robert Dicke lollamó «problema del horizonte», porqueel horizonte es el punto más distante quepuede verse, el punto más lejano al quepuede viajar la luz.)

Pero Guth se dio cuenta de quetambién la inflación era la clave paraexplicar el problema. Razonó quenuestro universo visible eraprobablemente un pequeño fragmento dela bola de fuego original. El fragmentoen sí era uniforme en densidad ytemperatura. Pero la inflación expandiósúbitamente este diminuto fragmento demateria uniforme por un factor de 1010,más rápido que la velocidad de la luz,de modo que el universo visible es hoynotablemente uniforme. Así, la razón porla que el cielo nocturno y la radiaciónde microondas son tan uniformes es queanteriormente el universo visible era unfragmento diminuto pero uniforme de labola de fuego original que, de pronto, se

infló para convertirse en el universo.

La reacción a la inflación

Aunque Guth confiaba en que laidea inflacionaria era correcta, se pusoun poco nervioso cuando empezó a darcharlas públicamente. Tras presentar suteoría en 1980, confesó: «Todavía mepreocupaba que alguna consecuencia dela teoría pudiera ser espectacularmenteerrónea. También temía que revelase micondición de cosmólogo novato»[3].Pero su teoría era tan elegante ypoderosa que los físicos de todo elmundo captaron inmediatamente suimportancia. El premio Nobel MurrayGell-Mann exclamó: «¡Ha resuelto el

problema más importante de lacosmología!». El Nobel SheldonGlashow le confió que Steven Weinbergse había puesto «furioso» al oír hablarde la inflación. Ansioso, Guth lepreguntó: «¿Tiene alguna objeción?»[4].«No, sólo que no se le ocurrió a él», lecontestó Glashow. ¿Cómo podían haberpasado por alto una solución tansencilla?, se preguntaban los científicos.La recepción de la teoría de Guth fueentusiasta entre los físicos teóricos, queestaban sorprendidos de su alcance.

También tuvo impacto en lasperspectivas de trabajo de Guth. Porculpa de la saturación del mercado detrabajo se hallaba en riesgo dedesempleo. «Me encontraba en una

situación marginal en el mercado detrabajo»[5], confesó. De prontoempezaron a lloverle ofertas de lasmejores universidades aunque no dedonde él quería, el MIT. Entonces lecayó casualmente en las manos unagalleta de la suerte que decía: «Tienesdelante una oportunidad interesante si noeres demasiado tímido». Eso le diofuerzas para llamar directamente al MITy pedir trabajo. Se quedó anonadadocuando al cabo de unos días ledevolvieron la llamada para ofrecerleun puesto de profesor en el MIT. Lasiguiente galleta de la suerte rezaba:«No debe actuar siguiendo el impulsodel momento». Ignorando este consejo,decidió aceptar el puesto del MIT. «Al

fin y al cabo, ¿qué sabe una galleta chinade la suerte?», se preguntó.

A pesar de todo, todavía quedabanproblemas graves. Los astrónomos noestaban demasiado impresionados por lateoría de Guth, ya que eramanifiestamente deficiente en unaspecto: daba una predicción erróneapara Omega. El hecho de que Omegaestuviera aproximadamente cerca de 1podía explicarse por la inflación. Sinembargo, la inflación iba más allá ypredecía que Omega (u Omega másLambda) debía ser precisamente 1,0,correspondiente a un universo plano. Enlos años siguientes, a medida que sefueron reuniendo más datosexperimentales que localizaban

inmensas cantidades de materia oscuraen el universo, Omega se movióligeramente, subiendo a 0,3. Pero estoseguía siendo potencialmente fatal parala inflación. Aunque la inflacióngenerase entre los físicos más de tresmil artículos en la siguiente década,seguía siendo una curiosidad para losastrónomos. Para ellos, los datosparecían descartar la inflación.

Algunos astrónomos se quejaban enprivado de que la obsesión de losfísicos de partículas por la inflación lesllevaba a ignorar hechos experimentales.(El astrónomo Robert Kirshner, deHarvard, escribió: «Esta idea de la"inflación" suena a locura. El hecho deque se la tomen en serio personas que

ocupan puestos bien remunerados no lahace correcta automáticamente»[6].Roger Penrose, de Oxford, considerabaque la inflación era «una moda que losfísicos de alta energía han impuesto alos cosmólogos. [...] Hasta los ososhormigueros creen que sus hijos songuapos»[7].)

Guth creía que tarde o temprano losdatos demostrarían que el universo eraplano. Pero le preocupaba que suimagen original tuviese un pequeñodefecto crucial, uno que todavía no se hacomprendido del todo hoy en día. Lainflación se adaptaba de manera ideal ala resolución de una serie de problemascosmológicos profundos. El problemaera que Guth no sabía como poner fin a

la inflación.Pensemos que calentamos una olla

de agua hasta el punto de ebullición.Justo antes de que hierva, estámomentáneamente en estado de altaenergía. Quiere hervir, pero no puedeporque necesita alguna impureza paraempezar a burbujear. Pero, una vezempieza, entra rápidamente en un estadode baja energía de vacío verdadero y laolla se llena de burbujas. Finalmente,las burbujas se hacen tan grandes que sefusionan, hasta que la olla estáuniformemente llena de vapor. Cuandotodas las burbujas se fusionan, quedacompletado el cambio de estado de aguaa vapor.

En la imagen original de Guth, cada

burbuja representaba una pieza denuestro universo que se estaba inflandoa partir del vacío. Pero, cuando Guthhizo este cálculo, encontró que lasburbujas no se fusionaban propiamente ydejaban el universo increíblementegrumoso. Dicho de otro modo, su teoríadejaba la olla llena de burbujas devapor que nunca se fusionaban del todopara convertirse en una olla de vaporuniforme. La olla de agua hirviendo deGuth nunca parecía apaciguarse a lamanera del universo de hoy.

En 1981, Andrei Linde, delInstituto P. N. Lebedev de Rusia, y PaulJ. Steinhardt y Andreas Albrecht, de laUniversidad de Pennsylvania,encontraron una manera de resolver el

enigma al pensar que si una sola burbujade falso vacío, se inflase lo suficiente,acabaría llenando toda la olla y crearíaun universo uniforme. En otras palabras,todo nuestro mundo podría ser productode una única burbuja que se infló hastallenar el universo. No se necesitaba queun gran número de burbujas sefusionaran para crear una olla de Vaporuniforme. Con una sola burbuja bastaríasi se inflaba lo suficiente.

Pensemos otra vez en la analogíadel dique y el falso vacío. Cuanto másgrueso sea el dique, más tiempo tardaráel agua en atravesarlo. Si el muro deldique es lo bastante grueso, latunelización se retrasará durante untiempo arbitrariamente largo. Si el

universo puede inflarse por un factor de1010, una sola burbuja tiene tiemposuficiente para resolver el problema delhorizonte, el universo plano y elmonopolo. Dicho de otro modo, si latunelización se retrasa lo bastante, eluniverso se infla durante el tiemposuficiente para aplanarse y diluir losmonopolos. Pero eso todavía nos dejauna pregunta: ¿qué mecanismos puedenprolongar de tal manera la inflación?

Finalmente, se dio en bautizar estepeliagudo problema como «problema dela salida elegante», es decir, cómo inflarel universo el tiempo suficiente para queuna sola burbuja pueda crearlo entero. Alo largo de los años, se han propuesto almenos cincuenta mecanismos diferentes

para resolver el problema de la salidaelegante. (Se trata de un problemaengañosamente difícil. He intentadovarias soluciones yo mismo. Erarelativamente fácil generar una cantidadmodesta de inflación en el universoprimigenio, pero lo que esextremadamente difícil es hacer que eluniverso se expanda por un factor de1010. Desde luego, uno podría limitarsea poner este factor de 1010a ojo, pero nodejaría de ser artificial y limitado.) Enotras palabras, se creyó que el procesode inflación había resuelto el problemadel monopolo, el horizonte y el universoplano, pero no se sabía exactamente quéimpulsaba la inflación y qué la detenía.

La inflación caótica y los universosparalelos

El físico Andrei Linde, por suparte, no se inmutó por el hecho de quenadie se pusiera de acuerdo en lasolución del problema de la salidaelegante. Linde confesó: «Yo tenía laimpresión de que era imposible queDios no usara una posibilidad tan buenapara simplificar su trabajo»[8].

Finalmente, Linde propuso unanueva versión de la inflación queparecía eliminar algunos de los defectosde las versiones anteriores. Preveía ununiverso en el que, en puntos aleatoriosdel espacio y el tiempo, se produce unaruptura espontánea. En cada punto donde

se produce la ruptura, se crea ununiverso que se infla un poco. La mayorparte del tiempo, la cantidad deinflación es menor. Pero como esteproceso es aleatorio, finalmenteaparecerá una burbuja donde la inflacióndure 10 suficiente para crear nuestrouniverso. Llevado a su conclusiónlógica, eso significa que la inflación escontinua y eterna, que ocurren big bangstodo el tiempo, y que brotan universosde otros universos. En esta imagen, losuniversos pueden «echar brotes», queson otros universos, y crear así unmultiverso.

En esta teoría, la rupturaespontánea puede ocurrir en cualquiersitio dentro de nuestro universo y hacer

que brote de él un universo entero.También significa que nuestro propiouniverso podría haber brotado de ununiverso anterior. En el modeloinflacionario caótico, el multiverso eseterno, aunque los universosindividuales no lo sean. Algunosuniversos pueden tener un Omega muygrande, en cuyo caso se desvaneceninmediatamente en una gran implosióndespués de su big bang. Algunosuniversos sólo tienen un Omegadiminuto y se expanden siempre.Finalmente, el multiverso quedadominado por aquellos universos que seinflan enormemente.

Retrospectivamente, se nos imponela idea de los universos paralelos. La

inflación representa la fusión de lacosmología tradicional con los avancesde la física de partículas. Al ser unateoría cuántica, la física de partículasestablece que hay una probabilidadfinita de que ocurran acontecimientosimprobables, como la creación deuniversos paralelos. Así, en cuantoadmitimos la posibilidad de que seacreado un universo, abrimos la puerta ala probabilidad de que se cree unnúmero interminable de universosparalelos. Pensemos, por ejemplo, encómo se describe el electrón en la teoríacuántica. A causa de la incertidumbre, elelectrón no existe en ningún punto único,sino en todos los puntos posiblesalrededor del núcleo. Esta «nube» de

electrones que rodea el núcleorepresenta al electrón en muchos sitiosal mismo tiempo. Esta es la basefundamental de toda la química quepermite a los electrones unir moléculas.La razón por la que nuestras moléculasno se disuelven es que los electronesparalelos bailan alrededor de ellas y lasmantienen unidas. Del mismo modo, eluniverso fue en otros tiempos máspequeño que un electrón. Cuandoaplicamos la teoría cuántica al universo,nos vemos obligados a admitir laposibilidad de que el universo existasimultáneamente en muchos estados.Dicho de otro modo, en cuanto abrimosla puerta a la aplicación defluctuaciones cuánticas al universo,

estamos casi obligados a admitir laposibilidad de universos paralelos. Noparece que tengamos muchas opciones.

El universo de la nada

Al principio, uno podía ponerobjeciones a la idea de un multiverso,porque parece violar las leyesconocidas, como la conservación de lamateria y la energía. Sin embargo, elcontenido total de material energía de ununiverso puede ser realmente muypequeño. El contenido de materia deluniverso, incluyendo todas las estrellas,planetas y galaxias, es inmenso ypositivo. Sin embargo, la energíaalmacenada dentro de la gravedad puedeser negativa. Si se añade la energía

positiva debida a la materia a la energíanegativa debida a la gravedad, ¡la sumapuede acercarse a cero! En ciertosentido, los universos así son libres.Pueden salir del vacío casi sin esfuerzo.(Si el universo está cerrado, elcontenido de energía total del universodebe de ser precisamente cero.)

(Para entender esto, pensemos enun asno que cae en un gran hoyo.Tenemos que añadirle energía al asnopara tirar de él y sacarlo del hoyo. Unavez fuera y de pie en el suelo, seconsidera que tiene energía cero. Asípues, como tuvimos que añadir energíaal asno para ponerlo en un estado deenergía cero, en el hoyo debía de tenerenergía negativa. De manera similar, se

necesita energía para extraer a unplaneta del sistema solar. En cuanto estáen el espacio libre, el planeta tieneenergía cero. Como tenemos que añadirenergía para extraerlo del sistema solary que alcance un estado de energía cero,el planeta tiene energía gravitatorianegativa mientras está dentro del sistemasolar.)

En realidad, para crear un universocomo el nuestro puede necesitarse unacantidad neta absurdamente pequeña demateria, quizá baste con 30 gramos.Como le gusta decir a Guth, «el universopodría ser un regalo». Esta idea de crearun universo de la nada fue presentadapor primera vez por el físico EdwardTryon, del Hunter College de la City

University de Nueva York, en un trabajopublicado por la revista Nature en1973. Especulaba con que el universofuese algo «que ocurre de vez encuando» debido a una fluctuación en elvacío. (Aunque la cantidad neta demateria necesaria para crear un universopuede ser cercana a cero, esta materiaha de estar comprimida a unasdensidades increíbles, como veremos enel capítulo 12.)

Como en las mitologías de P'an Ku,se trata de un ejemplo cosmológico decreatio ex nihilo. Aunque la teoría deluniverso a partir de la nada no puededemostrarse con medios convencionales,ayuda a responder a preguntas muyprácticas. Por ejemplo, ¿por qué no gira

el universo? Todo lo que vemos anuestro alrededor gira, desde loshuracanes, los planetas y las galaxias alos quásares. Parece ser unacaracterística universal de la materia enel universo. Pero el universo en sí notiene spin. Cuando miramos a lasgalaxias en el firmamento, su spin totalse compensa a cero. (Esto es una suerte,porque, como veremos en el capítulo 5,si el universo girara, el viaje en eltiempo sería algo normal y haríaimposible escribir la historia.) La razónpor la que el universo no gira puede serel hecho de que nuestro universo salierade la nada. Como el vacío no gira, noesperamos ver que se eleve ningún spinneto en nuestro universo. En realidad,

todos los universos de burbujas dentrodel multiverso pueden tener un spin netoigual a cero.

¿Por qué las cargas eléctricaspositivas y negativas se equilibranexactamente? Normalmente, cuandopensamos en las fuerzas cósmicas quegobiernan el universo, pensamos más enla gravedad que en la fuerzaelectromagnética, aunque la fuerzagravitatoria sea infinitesimalmentepequeña comparada con laelectromagnética. La razón de esto es elequilibrio perfecto entre las cargaspositivas y negativas. Como resultado,la carga neta del universo parece sercero, y la gravedad domina el universo,no la fuerza electromagnética.

Aunque lo demos por sabido, lacancelación de las cargas positiva ynegativa es bastante extraordinaria y hasido comprobada experimentalmente conuna precisión de 1 partido por 10²¹.[9]

(Desde luego, hay desequilibrios localesentre las cargas, y por eso tenemosrelámpagos. Pero el número total decargas, incluso en las tormentas, sumacero.) Si hubiera sólo una diferencia de0,00001% en las cargas eléctricaspositivas y negativas dentro de nuestrocuerpo, nos romperíamos en pedazos alInstante y los fragmentos de nuestrocuerpo saldrían despedidos hacia elespacio exterior por la fuerza eléctrica.

La respuesta a estos enigmasduraderos puede ser que el universo

surgió de la nada. Como el vacío tieneun spin cero y una carga de valor cero,cualquier universo recién nacido quesurja de la nada debe de tener tambiénun spin y una carga cero.

Hay una excepción aparente a estanorma[10], y es que el universo estáconstituido por materia más que porantimateria. Como la materia y laantimateria son opuestas (la antimateriatiene exactamente la carga inversa a lamateria), podemos presumir que el bigbang debió de crear una cantidad igualde materia y antimateria. El problema,sin embargo, es que la materia y laantimateria se aniquilarían una a la otraal establecer contacto, en una explosiónde rayos gamma. Así, no deberíamos

existir. El universo debería ser unacolección aleatoria de rayos gamma enlugar de estar repleto de materiaordinaria. Si el big bang fueraperfectamente simétrico (o surgiera dela nada), deberíamos esperar que seformaran cantidades iguales de materia yde antimateria. Así pues, ¿por quéexistimos? La solución propuesta por elfísico ruso Andrei Sakharov es que elbig bang original no era perfectamentesimétrico. Había una pequeña cantidadde ruptura de la simetría entre materia yantimateria en el instante de la creación,de modo que la materia dominaba sobrela antimateria, lo que hacía posible eluniverso que vemos a nuestro alrededor.(La simetría que se rompió en el big

bang se llama «simetría CP», la simetríaque invierte las cargas y la paridad delas partículas de materia y antimateria.)Si el universo surgió de la «nada»,entonces quizá no estaba perfectamentevacío, sino que tenía una ligera cantidadde ruptura de simetría, que es lo quepermite el ligero dominio de la materiasobre la antimateria hoy en día. Elorigen de esta ruptura de la simetríatodavía no se comprende.

¿Cómo podrían ser los otrosuniversos?

La idea del multiverso es atractivaporque todo lo que tenemos que hacer espartir de la base de que la rupturaespontánea ocurre aleatoriamente. No

hay que hacer más presunciones. Cadavez que de un universo surge otrouniverso, las constantes físicas difierendel original, creando nuevas leyes de lafísica. Si es así, puede surgir unarealidad totalmente nueva dentro decada universo. Pero esto plantea unapregunta inquietante: ¿qué aspecto tienenestos otros universos? La clave paraentender la física de los universosparalelos es entender cómo fueroncreados, entender exactamente cómo seproduce la ruptura espontánea.

Cuando nace un universo y seproduce una ruptura espontánea, tambiénse rompe la simetría de la teoríaoriginal. Para un físico, belleza significasimetría y simplicidad. Si una teoría es

bella, significa que tiene una simetríapoderosa que puede explicar una grancantidad de datos de la manera máscompacta y económica. Con mayorprecisión, una ecuación se considerabella si sigue siendo la misma cuandointercambiamos sus componentes entresí. Una gran ventaja para encontrar lassimetrías ocultas de la naturaleza es quepodemos demostrar que fenómenos queson aparentemente distintos son enrealidad manifestaciones de 10 mismovinculadas por una simetría. Porejemplo, podemos demostrar que laelectricidad y el magnetismo sonrealmente dos aspectos del mismoobjeto, porque hay una simetría quepuede intercambiarlos dentro de las

ecuaciones de Maxwell. De manerasimilar, Einstein demostró que larelatividad puede convertir el espacioen tiempo y viceversa, porque son partedel mismo objeto, la tela del espacio-tiempo.

Pensemos en un cristal de nieve,que tiene una bella simetría hexagonal,una fuente interminable de fascinación.La esencia de su belleza es que siguesiendo la misma si giramos el copo denieve 60°. Eso también significa quecualquier ecuación que escribamos paradescribir el copo de nieve deberíareflejar este hecho, que permaneceráinvariable con rotaciones múltiples de60°. Matemáticamente, decimos que elcopo de nieve tiene una simetría C%6%.

Así pues, las simetrías codifican labelleza oculta de la naturaleza. Pero, enrealidad, hoy en día estas simetrías estánhorriblemente rotas. Las cuatro grandesfuerzas del universo no se parecen una aotra en absoluto. De hecho, el universoestá lleno de irregularidades y defectos;a nuestro alrededor hay fragmentos yrestos de la simetría original destruidapor el big bang. Así, la clave paraentender los posibles universosparalelos es entender la «ruptura de lasimetría», es decir, cómo estas simetríaspodrían haberse roto después del bigbang. Como dijo el físico David Gross:«El secreto de la naturaleza es lasimetría, pero gran parte de la texturadel mundo se debe al mecanismo de la

ruptura de la simetría»[11].Pensemos en cómo se rompe un

bello espejo en mil añicos. El espejooriginal poseía una gran simetría.Podemos hacer rotar un espejo encualquier ángulo y sigue reflejando luzde la misma manera. Pero después dehacerse añicos, se rompe la simetríaoriginal. Determinar con exactitud cómose rompe la simetría determina cómo sehace añicos el espejo.

La ruptura de la simetría

Para verlo, pensemos en eldesarrollo de un embrión. En susprimeras fases, unos días después de laconcepción, un embrión consiste en una

esfera perfecta de células. Cada célulano es diferente de las otras. Parecen lamisma célula independientemente decómo hacemos rotar la esfera. Losfísicos dicen que el embrión en esta fasetiene una simetría de O(3), es decir,sigue siendo el mismoindependientemente de cómo lo giremossobre cualquier eje.

Aunque el embrión es bello yelegante, también es bastante inútil.Como es una esfera perfecta, no puedellevar a cabo funciones útiles ointeraccionar con el entorno. Sinembargo, con el tiempo, el embriónrompe esta simetría desarrollando unacabeza y un torso diminutos.

Aunque la simetría esférica

original se haya roto, el embrión sigueteniendo una simetría residual; siguesiendo el mismo si lo hacemos girarsobre su eje. Así pues, tiene simetríacilíndrica. Matemáticamente, decimosque el original O(3) de la esfera se hadescompuesto en la simetría O(2) delcilindro.

Sin embargo, la ruptura de lasimetría O(3) podría haberse producidode una manera diferente. La estrella demar, por ejemplo, no tiene simetríacilíndrica ni bilateral; en lugar de eso,cuando se rompe la simetría esférica,adopta una simetría C5 (que se conservasi la sometemos a rotaciones de 72°),que le da la forma de estrella de cincopuntas. Así, la manera en que la simetría

O(3) se rompe determina la forma delorganismo cuando nace.

De manera similar, los científicoscreen que el universo empezó en unestado de simetría perfecta, con todaslas fuerzas unificadas en una fuerzaúnica. El universo es bello, simétrico,pero bastante inútil. La vida tal como laconocemos no existe en su estadoperfecto. A fin de que exista laposibilidad de vida, la simetría deluniverso tuvo que romperse al enfriarse.

La simetría y el modelo estándar

Del mismo modo, para entenderqué aspecto podrían tener los universosparalelos, tenemos que entender lassimetrías de las interacciones fuertes,

débiles y electromagnéticas. Lainteracción fuerte, por ejemplo, se basaen tres quarks, que los científicosbautizan dándoles un «color» ficticio(por ejemplo, rojo, blanco y azul).Queremos que las ecuaciones sigansiendo las mismas si intercambiamosestos tres quarks de color. Decimos quelas ecuaciones tienen una simetríaSU(3), es decir, cuando se redistribuyenlos tres quarks, las ecuaciones siguensiendo las mismas. Los científicos creenque una teoría con simetría SU(3) da ladescripción más precisa de lasinteracciones fuertes (la cromo dinámicacuántica). Si tuviéramos unsuperordenador gigante, empezando sólocon las masas de los quarks y la fuerza

de sus interacciones, en teoríapodríamos calcular todas laspropiedades del protón y el neutrón ytodas las características de la físicanuclear. De manera similar, digamos quetenemos dos leptones, el electrón y elneutrino. Si los intercambiamos en unaecuación, tenemos una simetría SU(2).También podemos introducir luz, quetiene el grupo de simetría U(1). (Estegrupo de simetría intercambia losdistintos componentes o polarizacionesde luz entre sí.) Así, el grupo de simetríade las interacciones débil yelectromagnética es SU(2) x U(1).

Si unimos estas tres teorías, no essorprendente que tengamos la simetríaSU(3) x SU(2) x U(1), es decir, la

simetría que separadamente mezcla tresquarks entre ellos y dos leptones entre sí(pero no mezcla quarks con leptones).La teoría resultante es el modeloestándar, que, como hemos visto conanterioridad, es quizás uno de los demás éxito de todos los tiempos. Comodice Gordon Kane, de la Universidad deMichigan: «Todo lo que pasa en nuestromundo (excepto los efectos de lagravedad) resulta de las interaccionesde partículas del modelo estándar»[12].Algunas de sus predicciones, según seha comprobado en el laboratorio,alcanzan la precisión de una parte en100 millones, o una cienmillonésima.(De hecho se han concedido veintepremios Nobel a los físicos que han

reunido las partes del modelo estándar.)Finalmente, uno podría construir

una teoría que combinara la interacciónfuerte, débil y electromagnética en unasola simetría. La teoría GUT mássencilla que puede hacerlo intercambialas cinco partículas (tres quarks y dosleptones) entre sí simultáneamente. Adiferencia de la simetría del modeloestándar, la simetría de la GUT puedemezclar quarks y leptones (lo que quieredecir que los protones puedendesintegrarse en electrones). Dicho deotro modo, las teorías GUT contienensimetría SU(5) (redistribución de lascinco partículas [tres quarks y dosleptones] entre sí). A lo largo de losaños se han analizado muchos otros

grupos de simetría, pero SU(5)seguramente es el grupo mínimo queencaja con los datos.

Cuando se produce la rupturaespontáneamente, la simetría original dela GUT puede romperse de variosmodos. En un aspecto, la simetría GUTse rompe en SU(3) x SU(2) x U(1)precisamente con 19 parámetros libresque necesitamos para descubrir nuestrouniverso. Eso nos da el universoconocido. Sin embargo, en realidad lasimetría de la GUT puede romperse demuchas maneras. Probablemente otrosuniversos tendrían una simetría residualtotalmente diferente. Como mínimo,estos universos paralelos podrían tenervalores diferentes de estos 19

parámetros. Dicho de otro modo, lasformas de energía de las distintasfuerzas serían diferentes en universosdiferentes, llevando a cambios inmensosen la estructura del universo.Debilitando la potencia de la fuerzanuclear, por ejemplo, podría impedirsela formación de estrellas, lo que dejaríael universo en una oscuridad perpetua eimposibilitaría la vida. Si la interacciónfuese demasiado potente, las estrellaspodrían quemar su combustible nucleartan rápido que la vida no tendría tiemposuficiente para formarse.

El grupo de simetría también puedecambiar, y crear todo un universodiferente de partículas. En algunos deestos universos, el protón podría no ser

estable y se desintegraría rápidamenteen antielectrones. Estos universos nopueden tener vida como la conocemosnosotros, sino que se desintegraríanrápidamente en una neblina sin vida deelectrones y neutrinos. Otros universospodrían romper la simetría de la GUTde una manera distinta, por lo que habríamás partículas estables, como losprotones. En un universo así, podríaexistir una gran variedad de nuevoselementos químicos extraños. La vida enestos universos podría ser más complejaque la nuestra, con más elementosquímicos a partir de los que crearproductos químicos como el ADN.

También podemos romper laSimetría original de la GUT de modo

que tengamos más de una simetría U(1),con lo que habría más de una forma deluz. Este sería un universo muy extraño,en el que los seres podrían «ver»utilizando no sólo un tipo de fuerza sinovarios. En un universo así, los ojos decualquier ser vivo podrían tener unagran variedad de receptores paradetectar vanas formas de radiación deltipo de la luz.

No es sorprendente que hayacientos o incluso un número infinito demaneras de romper estas simetrías. Cadauna de estas soluciones, a su vez, podríacorresponder a un universo totalmenteseparado.

Predicciones comprobables

Lamentablemente, la posibilidad de

probar la teoría del multiverso, queimplica universos múltiples condiferentes series de leyes físicas, esimposible en el presente. Uno tendríaque viajar más rápido que la luz paraalcanzar estos otros universos. Pero unaventaja de la teoría de la inflación esque hace predicciones comprobablessobre la naturaleza de nuestro universo.

Como la teoría inflacionaria es unateoría cuántica, se basa en el principiode incertidumbre de Heisenberg, lapiedra angular de esta teoría. (Elprincipio de incertidumbre estableceque no pueden hacerse mediciones conexactitud infinita, como por ejemplo

medir la velocidad y la posición de unelectrón. Sea cual sea la sensibilidad delos instrumentos, siempre habráincertidumbre en nuestras mediciones.Si sabemos la velocidad de un electrón,no podemos saber su localizaciónprecisa; si sabemos su localización, nopodemos saber su velocidad.)

Aplicado a la bola de fuegooriginal que puso en marcha el big bang,significa que la explosión cósmicaoriginal quizá no fuera infinitamente«suave». (Si hubiera sido totalmenteuniforme, sabríamos con exactitud lastrayectorias de las partículassubatómicas que emanan del big bang,10 que viola el principio deincertidumbre.) La teoría cuántica nos

permite calcular la medida de estasondas o fluctuaciones en la bola defuego original. Si inflamos estas ondascuánticas diminutas, podemos calcularel número mínimo de ondas quepodríamos ver en el fondo demicroondas 380.000 años después delbig bang. (Y si expandiéramos estasondas hasta el presente, deberíamosencontrar la distribución actual degrupos galácticos. Nuestra galaxiaempezó en una de estas diminutasfluctuaciones.)

Inicialmente, una miradasuperficial a los datos del satéliteCOBE no encontró desviaciones nifluctuaciones en el fondo de microondas,lo que causó cierta ansiedad entre los

físicos, porque un fondo de microondassuave violaría no sólo la inflación, sinotambién toda la teoría cuántica,vulnerando el principio deincertidumbre. Sacudiría la física hastasu núcleo. Podría acabar con todos losfundamentos de la física cuántica delsiglo XX.

Para alivio de los científicos, unaobservación minuciosamente detalladade los datos informáticamentepotenciados del satélite COBE detectóuna serie difuminada de ondas,variaciones de temperatura de 1 partidopor 100.000: la mínima cantidad dedesviación tolerada por la teoríacuántica. Estas ondas infinitesimalesconcordaban con la teoría inflacionaria.

Guth confesó: «Estoy completamenteapabullado por la radiación de fondocósmico. La señal era tan débil que nofue detectada hasta 1965, Y ahora estánmidiendo las fluctuaciones de 1 partidopor 100.000»[13].

Aunque las pruebas experimentalesque se reunían favorecían lentamente lainflación, los científicos todavía teníanque resolver el fastidioso problema delvalor de Omega: el hecho de que Omegafuera 0,3 en lugar de 1,0.

Supernovas: el retorno de Lambda

Mientras que la inflación resultabaconcordar con los datos del COBEreunidos por los científicos, los

astrónomos todavía se quejaban en losaños noventa de que la inflación era unaviolación flagrante de los datosexperimentales sobre Omega. Lasituación empezó a cambiar en 1998,como resultado de los datos procedentesde una dirección totalmente inesperada.Los astrónomos intentaron recalcular latasa de expansión del universo en elpasado remoto. En lugar de analizar lasvariables Cefeidas, como hizo Hubbleen los años veinte, empezaron aexaminar las supernovas en galaxiasremotas, a miles de millones de años luzen el pasado. En particular, examinabanlas supernovas Ia, con una aptitud idealpara ser utilizadas como candelasestándar.

Los astrónomos saben que lassupernovas de este tipo tienenprácticamente el mismo brillo. (El brillode las supernovas de tipo la se conocetan bien que incluso pueden calibrarselas pequeñas desviaciones: cuanto másbrillante es la supernova, máslentamente declina su brillo.) Estassupernovas se producen cuando unaestrella enana blanca de un sistemabinario absorbe materia de su estrellacompañera. Alimentándose de ésta, lamasa de ambas enanas blancas crecegradualmente hasta alcanzar 1,4 masassolares, el máximo posible para unaenana blanca. Cuando superan estelímite, colapsan y explotan en unasupernova de tipo la. Este punto crítico

es el motivo por el que el brillo del tipode supernovas la es tan uniforme: es elresultado natural de enanas blancas quealcanzan una masa exacta y despuéscolapsan por gravedad. (Como demostróen 1935 Subrahmanyan Chandrasekhar,en una enana blanca la fuerza de lagravedad que aplasta a la estrella tieneel contrapeso de una fuerza repulsivaentre los electrones llamada «presión dedegeneración de electrones». Si unaenana blanca pesa más de 1,4 masassolares, la gravedad vence esta fuerza,la estrella es aplastada y se crea lasupernova[14].) Como las supernovasdistantes se crearon en el universoprimigenio, analizándolas puedecalcularse la tasa de expansión del

universo hace miles de millones deaños.

Dos grupos de investigaciónindependientes (dirigidos por SaulPerlmutter, del Supernova CosmologyProject, y Brian P. Schmidt, del High-ZSupernova Search Team) esperabandescubrir que el universo, aunquetodavía expandiéndose, iba reduciendogradualmente su velocidad. Durantevarias generaciones de astrónomos, estoera un artículo de fe que se enseñaba entodas las clases de cosmología: que laexpansión original se iba desacelerandogradualmente.

Después de analizar unas docesupernovas cada uno, vieron que eluniverso primigenio no se expandía tan

rápidamente como se pensóanteriormente (es decir, losdesplazamientos al rojo de lassupernovas y, por tanto, su velocidaderan menores que los que se suponíaoriginalmente). Cuando compararon latasa de expansión del universoprimigenio con la de hoy, llegaron a laconclusión de que la tasa de expansiónera relativamente mayor en laactualidad. Para su sorpresa, estos dosgrupos llegaron a la asombrosaconclusión de que el universo se estáacelerando.

Para mayor desconcierto,encontraron que era imposible hacerconcordar los datos con cualquier valorde Omega. La única manera de hacer

que los datos encajasen en la teoría fuereintroducir Lambda, la energía delvacío introducida por primera vez porEinstein. Además, descubrieron queOmega estaba aplastada por una Lambdainusualmente grande que hacía que eluniverso se acelerase en una expansiónde tipo De Sitter. Los dos gruposllegaron independientemente a laasombrosa constatación, pero vacilarona la hora de publicar susdescubrimientos por el fuerte prejuiciohistórico de que el valor de Lambda eracero. Como ha dicho George Jacoby, delKitt's Peak Observatory: «Lo de Lambdaha sido siempre un concepto asombroso,y a cualquier persona lo bastanteatrevida para decir que no era cero se la

tildaba de loca»[15].Schmidt recuerda: «Yo seguía

moviendo la cabeza, pero lo habíamoscomprobado todo. [...] Era muy reacio adecirlo a la gente, porque estaba segurode que nos masacrarían»[16]. Sinembargo, cuando ambos grupospublicaron sus resultados en 1998, fuedifícil ignorar la inmensa montaña dedatos que habían acumulado. Lambda, el«mayor error» de Einstein, que habíaquedado casi totalmente en el olvido enla cosmología moderna, escenificabaahora una vuelta al ruedo notabledespués de noventa años de oscuridad.

Los físicos estaban anonadados.Edward Witten, del Instituto de EstudiosAvanzados de Princeton, dijo que era

«el descubrimiento experimental másextraño desde que estoy en el mundo dela física»[17]. Cuando el valor deOmega, 0,3, se añadió al valor deLambda, 0,7, la suma fue (dentro de unmargen de error experimental aceptable)igual a 1,0, la predicción de la teoríainflacionaria. Como en un puzzle antesus propios ojos, los cosmólogos vieronla pieza que faltaba en la inflación. Éstahabía salido del mismo vacío.

Este resultado fue reconfirmadoespectacularmente por el satéliteWMAP, que demostró que la energíaasociada a Lambda, o energía oscura,constituye el 73 % de toda la materia yenergía del universo, lo que la convierteen la pieza dominante del puzzle.

Fases del universo

Posiblemente, la mayor

contribución del satélite WMAP es queinfunde confianza a los científicos en elsentido de que se dirigen hacia un«modelo estándar» de cosmología.Aunque todavía existen grandes grietas,los astrofísicos empiezan a ver surgir delos datos el esquema de una teoríaestándar. Según la imagen que se estáreuniendo actualmente, la evolución deluniverso procedió en fases distintas amedida que se enfriaba. La transiciónentre estos estadios representa la rupturade una simetría y la separación de unafuerza de la naturaleza. Éstas son lasfases y los hitos tal como los conocemos

actualmente:

1. Antes de 10-43segundos: la era dePlanck

Casi nada es seguro sobre la era de

Planck. En la energía de Planck (1919milmillones de electronvoltios), la fuerzagravitatoria era tan fuerte como las otrasfuerzas cuánticas. Como consecuencia,las cuatro fuerzas del universoprobablemente estaban unificadas en unaúnica «superfuerza». Quizás el universoexistía en una fase perfecta de «nada», oen el espacio superdimensional vacío.La misteriosa simetría que mezcla las

cuatro fuerzas, dejando igual lasecuaciones, es muy probablemente la«supersimetría» (la comentaremos en elcapítulo 7). Por razones desconocidas,esta misteriosa simetría que unificó lascuatro fuerzas se rompió, y se formó unapequeña burbuja, el embrión de nuestrouniverso, quizá como resultado de unafluctuación aleatoria, cuántica. Estaburbuja tenía la dimensión de la«longitud de Planck», que es de 10-33

centímetros.

2. 10-43segundos: la era GUT

Se produjo la ruptura de simetría,

creando una burbuja que se expandiórápidamente. Al inflarse la burbuja, lascuatro fuerzas fundamentales sesepararon rápidamente una de la otra. Lagravedad fue la primera fuerza que seseparó de las otras tres, liberando unaonda de choque por todo el universo. Lasimetría original de la superfuerza sedescompuso en una simetría máspequeña, que quizá contenía la simetríaSU(5) de GUT. Las restantesinteracciones fuertes, débiles yelectromagnéticas todavía estabanunificadas por esta simetría de GUT. Eluniverso se infló por un factor enorme,quizá 1050, durante esta fase, porrazones que no se comprenden, haciendoque el espacio se expandiera

astronómicamente más rápido que lavelocidad de la luz. La temperatura erade 10³²grados.

3. 10-34segundos: el final de lainflación

La temperatura cayó a 1027grados a

medida que la interacción fuerte seseparó de las otras dos fuerzas. (Elgrupo de simetría GUT se descompusoen SU(3) x SU(2) x U(1).) El periodoinflacionario terminó, permitiendo queel universo entrara en una expansión deFriedmann estándar. El universoconsistía en una «sopa» de plasma

caliente de quarks libres, gluones yleptones. Los quarks libres secondensaron en los protones y neutronesde hoy en día. Nuestro universo erabastante pequeño, tenía sólo lasdimensiones del sistema solar presente.La materia y la antimateria seaniquilaron, pero el pequeño exceso demateria sobre la antimateria (uno partidopor mil millones) dejó como remanentela materia que vemos hoy a nuestroalrededor. (Este es el nivel de energíaque confiamos replicar en los próximosaños mediante el acelerador departículas del gran colisionador dehadrones.)

4. 3 minutos: la formación de núcleos

Las temperaturas cayeron lo

suficiente para que los núcleos seformasen sin ser desgarrados por elintenso calor. El hidrógeno se fusionó enhelio (creando la ratio actual del 75%de hidrógeno y 25% de helio). Seformaron algunas trazas de litio, pero lafusión de elementos superiores sedetuvo porque los núcleos con 5partículas eran demasiado inestables. Eluniverso era opaco y la luz eradispersada por los electrones libres.Esto marca el fin de la bola de fuegoprimigenia.

5. 380.000 años: nacen los átomos

La temperatura cayó a 3.000

Kelvin. Los átomos se formaronmientras los electrones se establecíanalrededor de los núcleos sin serdispersados por el calor. Los fotonespodían viajar libremente sin serabsorbidos. Esta es la radiación medidapor el COBE y el WMAP. El universo,en otros tiempos opaco y lleno deplasma, se hizo transparente. El cielo, enlugar de ser blanco, se volvió negro.

6. Mil millones de años: las estrellasse condensan

La temperatura cayó a 18 K. Losquásares, las galaxias y los gruposgalácticos empezaron a condensarse,principalmente como producto dediminutas ondas cuánticas en la bola defuego original. Las estrellas empezarona «cocinar» los elementos ligeros comoel carbono, el oxígeno y el nitrógeno.Las estrellas que habían estalladoarrojaron elementos más allá del hierrohacia el espacio. Ésta es la época máslejana que puede sondear el telescopioespacial Hubble.

7. 6.500 millones de años: laexpansión de De Sitter

La expansión de Friedmann fue

terminando gradualmente y el universoempezó a acelerar y entrar en una fasede inflación, llamada «la expansión deDe Sitter», dirigida por una fuerzaantigravitatoria misteriosa que todavíano se comprende.

8. 13.700 millones de años: hoy

El presente. La temperatura ha

caído a 2,7 K. Vemos el universo actualde galaxias, estrellas y planetas. Eluniverso sigue acelerándose de formaexpansiva.

El futuro

Aunque actualmente la inflación esla teoría que tiene el poder de explicaruna amplia serie de misterios sobre eluniverso, esto no demuestra que seacorrecta. (Además, recientemente se hanpropuesto teorías rivales, como veremosen el capítulo 7.) El resultado de cadasupernova tiene que ser comprobado unay otra vez, tomando en cuenta factorescomo el polvo y las anomalías en laproducción de supernovas. La «pruebade fuego» que finalmente verificaría odescartaría el panorama inflacionario laconstituyen las «ondas de gravedad» quese produjeron en el instante del bigbang. Estas ondas de gravedad, como el

fondo de microondas, todavía deberíanestar reverberando en el universo y, dehecho, podrían encontrarse con losdetectores de ondas de gravedad, comoveremos en el capítulo 9. La inflaciónhace predicciones específicas sobre lanaturaleza de estas ondas de gravedad, yestos detectores deberían encontrarlas.

Pero una de las predicciones másintrigantes de la inflación no puede sercomprobada directamente: se trata de laexistencia de «universos reciénnacidos» existentes en un multiverso deuniversos, cada uno de ellosobedeciendo una serie ligeramentediferente de leyes físicas. Para entendertodas las implicaciones del multiverso,es importante comprender primero que

la inflación aprovecha plenamente lasextrañas consecuencias tanto de lasecuaciones de Einstein como de la teoríacuántica. En la teoría de Einsteintenemos la posible existencia deuniversos múltiples, y en la teoríacuántica tenemos los medios posibles detunelización entre ellos y dentro de unnuevo marco de trabajo llamado «teoríaM», podríamos obtener la teoría finalque pueda resolver de una vez por todasestas cuestiones sobre universosparalelos y viajes en el tiempo.

El multiverso

5. Portalesdimensionales y viajesen el tiempo

Dentro de cada agujeronegro que colapsa puedenencontrarse las semillas de unnuevo universo en expansión.

Sir Martin Rees

Los agujeros negrospueden ser aberturas a otrotiempo. Si nos sumergiéramosen un agujero negro, se

conjetura que emergeríamosen una parte distinta deluniverso y en otra época en eltiempo. [...] Los agujerosnegros pueden ser la entrada apaíses de maravillas. Pero¿hay Alicias o conejosblancos?

Carl Sagan

La relatividad general es como un

caballo de Troya. En la superficie, lateoría es magnífica. A partir de unoscuantos presupuestos sencillos, puedenobtenerse las características generalesdel cosmos, incluyendo la curvatura dela luz de las estrellas y el propio big

bang, todas las cuales han sido medidascon una precisión asombrosa. Inclusopuede acomodarse la inflación siintroducimos a mano una constantecosmológica en el universo primigenio.Estas soluciones nos dan la teoría másconvincente del nacimiento y la muertedel universo.

Pero, acechando dentro delcaballo, encontramos todo tipo dedemonios y duendes, entre ellos losagujeros negros, los agujeros blancos,los agujeros de gusano e incluso lasmáquinas del tiempo, todo lo cualdesafía al sentido común. Estasanomalías se consideraban tan extrañasque incluso el propio Einstein pensó quenunca se encontrarían en la naturaleza.

Durante años, luchó denodadamentecontra estas soluciones extrañas. Hoy endía, sabemos que estas anomalías nopueden descartarse fácilmente. Son unaparte integrante de la relatividad generaly, en realidad, incluso pueden servir desalvación a cualquier ser inteligente quese enfrente a la gran congelación.

Pero quizá la más extraña de estasanomalías es la posibilidad de universosparalelos y pasadizos que los conecten.Si recordamos la metáforashakesperiana de que el mundo entero esun escenario, la relatividad generaladmite la posibilidad de trampillas,pero en lugar de llevarnos al sótano, nosencontramos con que las trampillas nosllevan a escenarios paralelos, como el

original. Imaginemos que el escenariode la vida consiste en muchos pisos deescenarios, uno encima del otro. En cadauno de ellos, los actores recitan susversos y se pasean por el decorado,pensando que su escenario es el único,ajenos a la posibilidad de realidadesalternativas. Sin embargo, si un día caenaccidentalmente en una trampilla, seencuentran lanzados a un escenariototalmente nuevo, con nuevas leyes,nuevas normas y un nuevo guión.

Pero si puede existir un númeroinfinito de universos, ¿es posible la vidaen alguno de estos universos con leyesfísicas diferentes? Es una cuestión queIsaac Asimov planteó en el clásico de laciencia ficción Los propios dioses,

donde creó un universo paralelo con unafuerza nuclear diferente de la nuestra.Cuando se revocan las leyes habitualesde la física y se introducen unas nuevas,surgen nuevas posibilidades intrigantes.

La historia empieza en el año 2070,cuando un científico, Frederick Hallam,nota que el tungsteno-186 ordinario seestá convirtiendo extrañamente en unmisterioso plutonio-186, que tienedemasiados protones y debería serinestable. Hallam teoriza que esteextraño plutonio-186 viene de ununiverso paralelo en el que la fuerzanuclear es mucho más fuerte, por lo quesupera la repulsión de los protones.Como este extraño plutonio-186 sueltagrandes cantidades de energía en forma

de electrones, puede aprovecharse paragenerar cantidades fabulosas de energíalibre. Eso hace posible la célebrebomba de electrones de Hallam, queresuelve la crisis de la energía de laTierra y lo convierte en un hombre rico.Pero hay un precio que pagar. Si entraen nuestro universo suficiente plutonio-186 procedente del exterior, la fuerzanuclear en general aumentará suintensidad. ¡Eso significa que se liberarámás energía del proceso de fusión y elSol se hará más brillante y finalmenteexplotará, destruyendo todo el sistemasolar!

Mientras tanto, los extraterrestresen el universo paralelo tienen unaperspectiva diferente. Su universo se

está muriendo. La fuerza nuclear esbastante fuerte en su universo, lo quesignifica que las estrellas han consumidohidrógeno a una velocidad enorme ypronto morirán. Montan un intercambiomediante el cual se envía el inútilplutonio-186 a nuestro universo acambio del valioso tungsteno-186, loque les permite crear la bomba depositrones, que salva su mundomoribundo. Aunque se da cuenta de quela fuerza nuclear aumentará laresistencia de nuestro universo al hacerexplotar a nuestras estrellas, les daigual.

Por lo que parece, la Tierra seprecipita al desastre. La humanidad seha vuelto adicta a la energía libre de

Hallam, negándose a creer que el Solexplotará pronto. Aparece otrocientífico con una solución ingeniosapara este acertijo. Está convencido deque tienen que existir otros universosparalelos. Modifica con éxito un potentecolisionador de átomos para crear unagujero en el espacio que conectanuestro universo a muchos otros.Buscando entre ellos, finalmenteencuentra un universo paralelo que estávacío excepto por un «huevo cósmico»que contiene cantidades ilimitadas deenergía, pero con una fuerza nuclear másdébil.

Obteniendo energía de este huevocósmico, puede crear una nueva bombade energía y, al mismo tiempo, debilitar

la fuerza nuclear en nuestro universo,impidiendo así que el Sol explote. Sinembargo, hay un precio que pagar: eneste nuevo universo paralelo aumentarála fuerza nuclear, haciéndolo explotar.Pero él razona que esta explosiónsimplemente hará que el huevo cósmico«salga del cascarón», creando un nuevobig bang. Se da cuenta de que, enrealidad, se convertirá en la comadronade un nuevo universo en expansión.

Este relato de ciencia ficción deAsimov es uno de los pocos querealmente utiliza las leyes de la físicanuclear para tejer una historia deavaricia, intriga y salvación. Asimovtenía razón al presumir que cambiar lapotencia de las fuerzas en nuestro

universo tendría consecuenciasdesastrosas, que las estrellas en nuestrouniverso se harían más brillantes ydespués explotarían si la fuerza nuclearaumentase su potencia. Esto plantea unacuestión inevitable: ¿son coherentes losuniversos paralelos con las leyes de lafísica? Y, si es así, ¿qué se requeriríapara entrar en uno de ellos?

Para entender estas preguntas,primero tenemos que entender lanaturaleza de los agujeros de gusano, laenergía negativa y, desde luego, esosobjetos misteriosos llamados «agujerosnegros».

Agujeros negros

En 1783, el astrónomo británico

John Michell fue el primero enpreguntarse qué pasaría si una estrellacreciera tanto que su propia luz nopudiera escapar de ella. Sabía quecualquier objeto tenía una «velocidad deescape», la requerida para abandonar sutirón gravitatorio. (En la Tierra, porejemplo, la velocidad de escape es de40.000 kilómetros por hora, lavelocidad que debe alcanzar cualquiercohete a fin de liberarse de la gravedadde la Tierra.)

Michell se preguntaba qué podríapasar si una estrella se volviera tanmasiva que su velocidad de escape fueraigual a la velocidad de la luz. Sugravedad sería tan inmensa que nadapodría escapar de ella, ni siquiera su

propia luz, y, por tanto, el objetoaparecería negro para el mundo exterior.Encontrar un objeto así en el espaciosería en cierto sentido imposible,porque sería invisible.

La cuestión de las «estrellasnegras» de Michell quedó olvidadadurante un siglo y medio, pero se volvióa plantear en 1916, cuando KarlSchwarzschild, un físico alemán queservía en el ejército de su país en elfrente ruso, encontró una solución exactaa las ecuaciones de Einstein para unaestrella masiva. Incluso en la actualidad,se sabe que la solución deSchwarzschild es la solución exacta mássencilla y elegante de las ecuaciones deEinstein. Einstein se quedó asombrado

de que Schwarzschild pudiera encontraruna solución a estas complejasecuaciones mientras esquivabaproyectiles. También se quedóasombrado de que la solución deSchwarzschild tuviera propiedadespeculiares.

La solución de Schwarzschildpodía representar la gravedad de unaestrella ordinaria, y Einsteinrápidamente utilizó la solución paracalcular la gravedad que rodeaba al Soly comprobar sus anteriores cálculos, enlos que había hecho aproximaciones.Quedó eternamente agradecido aSchwarzschild por todo ello. Pero en susegundo trabajo, Schwarzschilddemostró que rodeando a una estrella

muy maciza había una «esfera mágica»imaginaria con extrañas propiedades.Esta «esfera mágica» era el punto de noretorno. Cualquiera que entrase en la«esfera mágica» sería absorbidoinmediatamente por la gravedad de laestrella y jamás se le volvería a ver. Nisiquiera la luz podía escapar si caía enesta esfera. Schwarzschild no se diocuenta de que estaba redescubriendo laestrella negra de Michell a través de lasecuaciones de Einstein.

A continuación calculó el radio deesta esfera mágica (el radio deSchwarzschild). Para un objeto de lasdimensiones de nuestro Sol, la esferamágica era de unos 3 kilómetros. (Parala Tierra, el radio de Schwarzschild era

aproximadamente de un centímetro.) Esosignificaba que si se pudiera comprimirel Sol hasta un diámetro de 3 kilómetros,se convertiría en una estrella negra ydevoraría cualquier objeto que pasasepor este punto de no retorno.

Experimentalmente, la existenciade la esfera mágica no causabaproblemas, porque era imposiblecomprimir el Sol a 3 kilómetros. No seconocía ningún mecanismo para crearuna estrella tan fantástica. Pero,teóricamente, era un desastre. Aunque lateoría general de la relatividad deEinstein podía dar resultados brillantes,como la curvatura de la luz de lasestrellas alrededor del Sol, no teníasentido cuando uno se acercaba a la

esfera mágica, donde la gravedad sevolvía infinita.

Un físico holandés, JohannesDroste, demostró entonces que lasolución era todavía más loca. Según larelatividad, los rayos de luz se curvabanseveramente cuando pasaban alrededordel objeto. De hecho, a 1,5 veces elradio de Schwarzschild, los rayos de luzrealmente orbitaban en círculosalrededor de la estrella. Drostedemostró que las distorsiones de tiempoencontradas en la relatividad generalalrededor de las estrellas masivas eranmucho peores que las de la relatividadespecial, y que, cuando uno se acercabaa esta esfera mágica, alguien desde ladistancia diría que sus relojes iban cada

vez más despacio, hasta que se deteníantotalmente al golpear el objeto. Enrealidad, alguien desde fuera diría queal acercarse a la esfera mágica el sujetoquedaba congelado en el tiempo. Comoel propio tiempo se detendría en estepunto, algunos físicos creían que unobjeto tan raro no podía existir nunca enla naturaleza. Para hacerlo todo másinteresante, el matemático Herman Weyldemostró que si uno investigaba elmundo dentro de la esfera mágica,parecía haber otro universo al otro lado.

Era todo tan fantástico que nisiquiera Einstein podía creerlo. En1922, durante una conferencia en París,el matemático Jacques Hadamard lepreguntó qué pasaría si esta

«singularidad» fuera real, es decir, si lagravedad se volviera infinita en el radiode Schwarzschild. Einstein le contestó:«Sería un verdadero desastre para lateoría, y sería muy difícil decir a priorilo que ocurriría físicamente porque lafórmula ya no sería aplicable»[1].Einstein lo llamaría posteriormente el«desastre de Hadamard». Pero pensóque toda esta controversia sobre lasestrellas negras era pura especulación.En primer lugar, nadie había visto nuncaun objeto tan raro, y quizá no existían, esdecir, no existían físicamente. Y comonadie podía pasar nunca por la esferamágica (porque en su interior el tiempose ha detenido), nadie podría entrar eneste universo paralelo.

En los años veinte, los físicosestaban totalmente confundidos por esteasunto, pero en 1932, Georges Lemaitre,padre de la teoría del big bang, hizo unimportante descubrimiento. Demostróque la esfera mágica no era en absolutouna singularidad donde la gravedad sehacía infinita; era sólo una ilusiónmatemática causada por la elección deuna desgraciada serie de parámetros. (Sise elegía una serie diferente decoordenadas o variables para examinarla esfera mágica, la singularidaddesaparecía.)

A partir de este resultado, elcosmólogo H. P. Robertson reexaminóel resultado original de Droste de que eltiempo se detiene en la esfera mágica.

Encontró que el tiempo se detenía sólodesde la perspectiva de un observadorque observara la entrada de un cohete enla esfera mágica. Desde el punto devista del propio cohete, la gravedadsólo tardaría una fracción de segundo enabsorberlo al pasar la esfera mágica. Enotras palabras, un viajero del espacio lobastante desafortunado como para pasara través de la esfera mágica se veríaaplastado al instante, pero a unobservador que mirara desde fuera leparecería que tardaba miles de años.

Este resultado era importante.Significaba que la esfera mágica eraalcanzable y que ya no podía descartarsecomo una monstruosidad matemática.Había que considerar seriamente lo que

podía ocurrir si uno pasaba a través dela esfera mágica. Los físicos calcularonentonces cómo debía de ser un viaje através de la esfera mágica. (Hoy en día,la esfera mágica recibe el nombre de«horizonte de sucesos». El horizonte serefiere al punto más lejano que unopuede ver. En este caso se refiere alpunto más lejano al que puede viajar laluz. El radio del horizonte de sucesos sellama «radio de Schwarzschild».) Alacercarnos al agujero negro en uncohete, veríamos la luz que había sidocapturada miles de millones de añosatrás por el agujero, remontándonos acuando fue creado el agujero negro ensí. Dicho de otro modo, se nos revelaríala historia de la vida del agujero negro.

Al acercarnos más, las fuerzasondulatorias romperían gradualmente losátomos de nuestro cuerpo, hasta queincluso los núcleos de nuestros átomospareciesen como espaguetis. El viaje através del horizonte de sucesos sería unviaje sólo de ida, porque la gravedadsería tan intensa que inevitablemente nosveríamos absorbidos hacia el centro,donde moriríamos aplastados. Una vezdentro del horizonte de sucesos, nopodría haber retorno. (Para salir delhorizonte de sucesos, uno tendría queviajar más deprisa que la luz, lo cual esimposible.)

En 1939, Einstein escribió unartículo en el que intentaba rechazar laexistencia de estas estrellas negras,

argumentando que no podían formarsemediante procesos naturales. Empezópartiendo de la base de que una estrellase forma a partir de un conjuntogiratorio de polvo, gas y desechos querotan adoptando forma esférica,juntándose gradualmente por lagravedad. A continuación demostró queeste conjunto de partículas giratoriasnunca se colapsaría dentro del radio deSchwarszchild y, por tanto, nunca seconvertiría en un agujero negro. En elmejor de los casos, esta masa giratoriade partículas alcanzaría 1,5 veces elradio de Schwarszchild y, por tanto,nunca se formarían los agujeros negros.(Para ir por debajo de 1,5 veces el radiode Schwarzschild, uno tendría que viajar

más deprisa que la velocidad de la luz,lo cual es imposible.) «El resultadoesencial de esta investigación es unacomprensión clara de por qué las"singularidades de Schwarzschild" noexisten en la realidad física»[2], escribióEinstein.

Arthur Eddington también teníaprofundas reservas sobre los agujerosnegros, y mantuvo toda su vida lasospecha de que no podían existir. Enuna ocasión dijo que tendría que «haberuna ley de la naturaleza que impidiera auna estrella comportarse de manera tanabsurda»[3].

Irónicamente, aquel mismo año, J.Robert Oppenheimer (que más tardeconstruiría la bomba atómica) y su

discípulo Hartland Snyder demostraronque realmente podía formarse un agujeronegro a través de otro mecanismo. Enlugar de partir de la base de que elagujero negro se formaba a partir de unconjunto giratorio de partículas quecolapsaban por la gravedad, utilizaroncomo punto de partida una estrella viejamasiva que ha agotado su combustiblenuclear y, por tanto, implosiona por lafuerza de la gravedad. Por ejemplo, unaestrella gigante moribunda con una masacuarenta veces la del Sol podría agotarsu combustible nuclear y sercomprimida por gravedad hasta su radiode Schwarszchild de 130 kilómetros, encuyo caso colapsaría inevitablemente enun agujero negro. Sugirieron que los

agujeros negros no sólo eran posibles,sino que podían ser el punto final naturalpara miles de millones de estrellasgigantes moribundas de la galaxia. (Esposible que la idea de la implosión, dela que Oppenheimer fue pionero en1939, le procurara la inspiración para elmecanismo de implosión utilizado en labomba atómica sólo unos años después.)

El puente Einstein-Rosen

Aunque Einstein creía que losagujeros negros eran demasiadoincreíbles para existir en la naturaleza,demostró con ironía que eran aún másextraños de lo que podía pensarse,teniendo en cuenta la posibilidad de queen el centro de un agujero negro se

encuentren los agujeros de gusano. Losmatemáticos los llaman «espaciosmúltiplemente conectados». Los físicoslos llaman «agujeros de gusano» porque,tal como un gusano que perfora la tierra,crean un atajo alternativo entre dospuntos. A veces se les llama «portales opasadizos dimensionales». Se llamencomo se llamen, es posible que un díaproporcionen el medio definitivo para elviaje interdimensional.

La primera persona que popularizólos agujeros de gusano fue CharlesDodgson, que escribió con elpseudónimo de Lewis Carroll. En Através del espejo, introdujo el agujerode gusano en el espejo que conectaba lacampiña de Oxford con el País de las

Maravillas. Como matemáticoprofesional y profesor de Oxford,Dodgson estaba familiarizado con estosespacios múltiplemente conectados. Pordefinición, un espacio múltiplementeconectado es aquel en el que un lazo nopuede contraerse hasta convertirse en unpunto. Aparentemente, un bucle puedecolapsarse en un punto. Perosupongamos que ponemos un lazo sobrela superficie de un donut. Cuandolentamente apretamos el bucle, vemosque no podemos comprimirlo hastaformar un punto; en el mejor de loscasos, puede encogerse hasta lacircunferencia del agujero del donut.

Los matemáticos estabanencantados de haber encontrado un

objeto totalmente inútil para describir elespacio. Pero, en 1935, Einstein y sudiscípulo Nathan Rosen introdujeron losagujeros de gusano en el mundo de lafísica. Intentaban utilizar la solución delagujero negro como un modelo para laspartículas elementales. A Einstein nuncale gustó la idea, que se remontaba aNewton, de que la gravedad de unapartícula se volvía infinita cuando unose acercaba a ella. Einstein pensaba queesta «singularidad» debería retirarseporque no tenía sentido.

Einstein y Rosen tuvieron lanovedosa idea de representar unelectrón (que normalmente se pensabacomo un punto diminuto sin ningunaestructura) como un agujero negro. De

este modo, la relatividad general podríautilizarse para explicar los misterios delmundo cuántico en una teoría del campounificado. Empezaron con la solución deagujero negro estándar, que parece ungran jarro con un cuello largo. Despuésle cortaron el cuello y lo fusionaron conotra solución de agujero negro a la quele dieron la vuelta. Para Einstein, estaconfiguración extraña pero suave estaríalibre de la singularidad en el origen delagujero negro y podría actuar como unelectrón.

El puente Einstein-Rosen. En el centrodel agujero negro hay una «garganta»que conecta el espacio-tiempo a otro

universo u otro punto de nuestrouniverso. Aunque el viaje a través deun agujero negro estacionario seríafatal, los agujeros negros rotatorios

tienen una singularidad semejante a unanillo, lo que puede hacer posiblepasar por el anillo y a través del

puente Einstein-Rosen, si bien esto estodavía especulativo.

Desgraciadamente, la idea de

Einstein de representar un electrón comoun agujero negro fracasó. Pero hoy endía los cosmólogos especulan con que elpuente Einstein-Rosen pueda actuar

como pasadizo entre dos universos.Podríamos movernos libremente en ununiverso hasta que, accidentalmente,cayéramos en un agujero negro, dondeseríamos absorbidos súbitamente através del agujero para emerger por elotro lado (a través de un agujeroblanco).

Para Einstein, cualquier soluciónde sus ecuaciones, si empezaba con unpunto de partida físicamente plausible,debía corresponder a un objetofísicamente posible. Pero no lepreocupaba que alguien cayera en unagujero negro y entrara en un universoparalelo. Las fuerzas ondulatorias sevolverían infinitas en el centro ycualquier persona lo bastante

desafortunada como para caer en unagujero negro acabaría con sus átomosdesintegrados por el campo gravitatorio.(El puente Einstein-Rosen se abremomentáneamente, pero se cierra tandeprisa que ningún objeto puede pasar através de él a tiempo para alcanzar elotro lado.) La postura de Einstein eraque, aunque los agujeros de gusanopueden existir, ninguna criatura vivapodría pasar a través de uno de ellos yvivir para contarlo.

Agujeros negros rotatorios

Sin embargo, en 1963, estaperspectiva empezó a cambiar cuando elmatemático neozelandés Roy Kerrencontró una solución exacta a la

ecuación de Einstein al describir laestrella moribunda quizá más realista, unagujero negro giratorio. A causa de laconservación del impulso angular,cuando una estrella colapsa por lagravedad, gira a mayor velocidad. (Es lamisma razón por la que las galaxiasgiratorias parecen molinillos y por laque los patinadores giran más deprisacuando juntan los brazos.) Una estrellagiratoria podría colapsar en un anillo deneutrones, que seguiría siendo estable acausa de la intensa fuerza centrífuga queempuja hacia el exterior, anulando lafuerza de la gravedad interior. Lacaracterística sorprendente de esteagujero negro era que, si uno caía dentrodel agujero negro de Kerr, no sería

aplastado hasta morir, sino que seríatotalmente absorbido a través del puenteEinstein-Rosen hacia un universoparalelo. «Pasa por este anillo mágicoy... ¡sorpresa!, estás en un universocompletamente diferente en el que elradio y la masa son negativos»[4],exclamó Kerr a un colega cuandodescubrió esta solución.

Dicho de otro modo, el marco delespejo de Alicia era como el anillogiratorio de Kerr. Pero cualquier viaje através del anillo de Kerr sería un viajede sentido único. Si pasásemos a travésdel horizonte de sucesos que rodea elanillo de Kerr, la gravedad no seríasuficiente para morir aplastado, perosería suficiente para impedir un viaje de

retorno a través del horizonte desucesos. (El agujero negro de Kerr, enrealidad, tiene dos horizontes desucesos. Algunos han especulado conque podríamos necesitar un segundoanillo de Kerr que conectara el universoparalelo con el nuestro para hacer elviaje de vuelta.) En cierto sentido, unagujero negro de Kerr puede compararsea un ascensor dentro de un rascacielos.El ascensor representa el puenteEinstein-Rosen, que conecta diferentespisos, donde cada piso es un universodiferente. En realidad, hay un númeroinfinito de pisos en este rascacielos,cada uno diferente de los demás. Pero elascensor nunca puede bajar. Sólo hay unbotón para subir. Una vez se deja atrás

un piso, o un universo, no hay vueltaatrás porque se habría pasado unhorizonte de sucesos.

Los físicos están divididos acercade la estabilidad del anillo de Kerr.Algunos cálculos sugieren que, si unointentara atravesar el anillo, su simplepresencia desestabilizaría el agujeronegro y el pasadizo se cerraría. Si unrayo de luz, por ejemplo, pasase por elagujero negro de Kerr, acumularía unagran cantidad de energía mientras cayesehacia el centro y se desplazaría hacia elazul, es decir, aumentaría su frecuenciay energía. Al acercarse al horizonte,tendría tanta energía que mataría acualquiera que intentara pasar por elpuente de Einstein-Rosen. También

generaría su propio campo gravitatorio,lo que interferiría con el agujero negrooriginal, destruyendo quizá el pasadizo.

En otras palabras: aunque algunosfísicos creen que el agujero negro deKerr es el más realista de todos losagujeros negros y que realmente podríaconectar universos paralelos, no estáclaro hasta qué punto sería seguro entraren el puente y hasta qué punto elpasadizo sería estable.

Observación de agujeros negros

Debido a las extrañas propiedadesde los agujeros negros, a principios delos años noventa su existencia todavíase consideraba ciencia ficción. «Hacediez años, si encontrabas un objeto que

te parecía que era un agujero negro en elcentro de una galaxia, la mitad de losespecialistas creían que estabas un pocochiflado»[5], comentaba el astrónomoDouglas Richstone, de la Universidad deMichigan, en 1998. Desde entonces, losastrónomos han identificado varioscientos de agujeros negros en el espacioexterior mediante el telescopio espacialHubble, el telescopio espacial de rayosX Chandra (que mide las emisiones derayos X desde potentes fuentes estelaresy galácticas) y el Radiotelescopio deMuy Largo Alcance (que consiste en unaserie de potentes radiotelescopios, enNuevo México). Muchos astrónomoscreen que, en realidad, la mayoría de lasgalaxias del firmamento (que presentan

un abultamiento en el centro de susdiscos) tienen agujeros negros en suscentros.

Como se predijo, todos losagujeros negros encontrados en elespacio rotan muy rápidamente; eltelescopio espacial Hubble haregistrado que algunos giranaproximadamente a 1,5 millones dekilómetros por hora. En el centro puedeapreciarse un núcleo plano circular quea menudo mide cerca de un año luz dediámetro. Dentro de este núcleo seencuentra el horizonte de sucesos y elagujero negro en sí.

Como los agujeros negros soninvisibles, los astrónomos han utilizadomedios indirectos para verificar su

existencia. En las fotografías, intentanidentificar el «disco deacrecentamiento» de gas arremolinadoque rodea el agujero negro. Losastrónomos han conseguido bellasfotografías de estos discos deacrecentamiento. (Estos discos seencuentran casi universalmentealrededor de la mayoría de objetosgiratorios rápidos del universo. Inclusonuestro Sol, cuando se formó hace 4.500millones de años, probablemente teníaun disco similar que lo rodeaba y quemás tarde se condensó en los planetas.La razón por la que se forman estosdiscos es que representan el estado másbajo de energía para un objetorápidamente giratorio como éste.)

Utilizando las leyes de la dinámica deNewton, los astrónomos pueden calcularla masa del objeto central sabiendo lavelocidad de las estrellas que orbitan asu alrededor. Si la masa del objetocentral tiene una velocidad de escapeigual a la velocidad de la luz, ni siquierala propia luz puede escapar,proporcionando la prueba indirecta dela existencia de un agujero negro.

El horizonte de sucesos seencuentra en el centro del disco deacrecentamiento. (Lamentablemente, esdemasiado pequeño para seridentificado con la tecnología actual. Elastrónomo Fulvio Melia afirma quecapturar el horizonte de sucesos de unagujero negro en película es el «santo

grial» de la ciencia de agujero negro.)No todo el gas que cae hacia un agujeronegro pasa por el horizonte de sucesos.Parte de él lo evita, es lanzado avelocidades enormes y expulsado haciael espacio, formando dos largos chorrosde gas que emanan de los polos norte ysur del agujero negro. Esto le da alagujero negro el aspecto de tener unaparte superior giratoria. (La razón por laque son expulsados de este modoprobablemente sea que las líneas delcampo magnético de la estrella quecolapsa, al hacerse más intensas, seconcentran por encima de los polosnorte y sur. Mientras la estrella siguecolapsando, estas líneas de campomagnético se condensan en dos tubos

que emanan de los polos norte y sur. Amedida que las partículas ionizadas caendentro de la estrella colapsada, Siguenestas estrechas líneas magnéticas defuerza y son expulsadas como chorros através de los campos magnéticos polaresnorte y sur.)

Se han identificado dos tipos deagujeros negros. El primero es elestelar, en el que la gravedad aplasta auna estrella moribunda hasta queimplosiona. El segundo, en cambio, sedetecta más fácilmente. Hay agujerosnegros galácticos que acechan en elmismo centro de grandes galaxias yquásares y pesan de miles a miles demillones de masas solares.

Recientemente se identificó de

manera concluyente un agujero negro enel centro de nuestra propia galaxia de laVía Láctea. Desgraciadamente, las nubesde polvo oscurecen el centro galáctico;si no fuera por esto, desde la Tierrapodríamos ver todas las noches una granbola de fuego en la constelaciónSagitario. Sin el polvo, el centro denuestra galaxia de la Vía Lácteaprobablemente brillaría más que laLuna, lo que la convertiría en el objetomás brillante del cielo nocturno. En elcentro de este núcleo galáctico seencuentra un agujero negro que pesaunos 2,5 millones de masas solares. Entérminos de tamaño, ocupa cerca de unadécima parte del radio de la órbita deMercurio. Según los criterios galácticos,

no se trata de un agujero negroespecialmente masivo; los quásarespueden tener agujeros negros que pesanvarios miles de millones de masassolares. El agujero negro de nuestrovecindario está bastante inactivo en elpresente.

El siguiente agujero negro galácticomás cercano está en el centro de lagalaxia de Andrómeda, la más cercana ala Tierra. Pesa 30 millones de masassolares y su radio de Schwarzschild esde unos 100 millones de kilómetros. (Enel centro de la galaxia de Andrómeda seencuentran al menos dos objetosmasivos, probablemente los restos deuna galaxia anterior que fue devoradapor Andrómeda hace miles de millones

de años. Si la galaxia de la Vía Lácteafinalmente colisiona con Andrómeda deaquí a miles de millones de años, comoparece probable, nuestra galaxia puedeterminar en el «estómago» de la galaxiade Andrómeda.

Una de las fotografías más bellasde un agujero negro galáctico es latomada por el telescopio espacialHubble de la galaxia NGC 4261. En elpasado, las imágenes de radiotelescopiode esta galaxia mostraban dos eleganteschorros expulsados desde los polosnorte y sur de la galaxia, pero nadiesabía cuál era el motor que había detrás.El telescopio Hubble fotografió elcentro de la galaxia, revelando un bellodisco de unos 400 años luz de diámetro.

En el centro había un pequeño punto quecontenía el disco de acrecentamiento,aproximadamente de un año luz dediámetro. El agujero negro del centro,que no puede verse con el telescopioHubble, pesa aproximadamente 1.200millones de masas solares.

Los agujeros negros galácticoscomo éste son tan potentes que puedenconsumir estrellas enteras. En 2004, laNASA y la Agencia Espacial Europeaanunciaron que habían detectado un granagujero negro en una galaxia distanteque devoró una estrella de un solobocado. El telescopio de rayos XChandra y el satélite europeo XMM-Newton observaron el mismoacontecimiento: una ráfaga de rayos X

emitida por la galaxia RXJ1242-11 queseñala que una estrella ha sido engullidapor el inmenso agujero negro en elcentro. Se ha calculado que este agujeronegro pesa 100 millones de veces lamasa de nuestro Sol. Los cálculos handemostrado que, cuando una estrella seacerca peligrosamente al horizonte desucesos de un agujero negro, la enormegravedad distorsiona y estira la estrellahasta que la rompe, emitiendo una ráfagareveladora de rayos X. «Esta estrellafue estirada más allá del punto deruptura. Esta desafortunada estrellasimplemente se introdujo en elvecindario erróneo»[6], observó laastrónoma Stefanie Komossa, delInstituto Max Planck de Garching

(Alemania).La existencia de agujeros negros ha

ayudado a resolver muchos misteriosantiguos. La galaxia M-87, por ejemplo,siempre fue una curiosidad para losastrónomos porque parecía una bolamaciza de estrellas coil una extraña«cola». Como emitía cantidades ingentesde radiación, en cierto momento losastrónomos pensaron que esta colarepresentaba una corriente deantimateria. Pero, hoy en día, losastrónomos han descubierto que estáenergizada por un inmenso agujero negroque pesa casi 3 mil millones de masassolares. Y se cree que aquella extrañacola es un gigantesco chorro de plasmaque sale de la galaxia, no que va hacia

ella.Uno de los descubrimientos más

espectaculares relativos a los agujerosnegros se produjo cuando el telescopiode rayos X Chandra pudo mirar a travésde un pequeño espacio entre el polvodel espacio exterior para observar unconjunto de agujeros negros cerca delborde del universo visible. En conjunto,podían verse seiscientos agujerosnegros. Extrapolando esta observación,los astrónomos estiman que hay almenos 300 millones de agujeros negrosen todo el cielo nocturno.

Destellos de rayos gamma

Los agujeros negros mencionadosantes tienen quizá miles de millones de

años. Pero ahora los astrónomostenemos la rara oportunidad de veragujeros negros formarse ante nuestrosojos. Algunos de ellos probablementeson los misteriosos destellos de rayosgamma que liberan la mayor cantidad deenergía del universo. La energía queliberan los grandes destellos de rayosgamma sólo es inferior a la del propiobig bang.

Los destellos de rayos gammatienen una curiosa historia que seremonta a la Guerra Fría. A finales delos años sesenta Estados Unidos temíaque la Unión Soviética u otro paíspudieran detonar secretamente unabomba nuclear, quizás en una partedesierta de la Tierra o incluso en la

Luna, violando de este modo lostratados existentes. Así, Estados Unidoslanzó el satélite Vela para localizarespecíficamente «destellos de armasnucleares» o detonaciones noautorizadas de bombas nucleares. Comouna detonación nuclear se despliega envarias fases, microsegundo amicrosegundo, cada destello del armanuclear emite un doble destello de luzcaracterístico que puede ser visto por unsatélite. (El satélite Vela recogió dosdestellos de armas nucleares en los añossesenta en la costa de la isla PrinceEdward, cerca de Sudáfrica, enpresencia de barcos de guerra israelíes,observaciones que todavía debate lacomunidad de los servicios de

inteligencia.)Pero lo que sorprendió al

Pentágono fue que el satélite Velarecogiera señales de grandesexplosiones nucleares en el espacio. ¿Sededicaba la Unión Soviética a detonarbombas de hidrógeno en el espacioprofundo, utilizando una tecnologíaavanzada desconocida? Preocupadospor si los soviéticos pudieran habersuperado a Estados Unidos en el campode la tecnología armamentística, secontrató a los mejores científicos paraque analizasen estas señales francamenteperturbadoras.

Después de la ruptura de la UniónSoviética, no hubo necesidad demantener clasificada esta información,

de modo que el Pentágono soltó unaabrumadora montaña de datos al mundode la astronomía. Por primera vez endécadas, se había revelado un fenómenoastronómico nuevo con un poder yalcance inmensos. Los astrónomos sedieron cuenta rápidamente de que estosestallidos de rayos gamma, como losllamaron, tenían una potencia titánica alliberar en segundos toda la producciónde energía de nuestro Sol a lo largo detoda su historia (unos 10.000 millonesde años). Pero estos sucesos tambiéneran fugaces; una vez el satélite Vela loshubo detectado, se debilitaron de talmodo que, cuando los telescopios detierra se apuntaron en su dirección, nopudo verse nada en su estela. (La

mayoría de los destellos duran entre 1 y10 segundos, pero la más corta durósólo 0,01 segundos, mientras que otrasse alargaron durante varios minutos.)

Hoy en día, los telescopiosespaciales, ordenadores y equipos derespuesta rápida han cambiado nuestracapacidad de localizar destellos derayos gamma. Unas tres veces al día, sedetectan destellos de rayos gamma queponen en marcha una compleja cadenade sucesos. En cuanto el satélite detectala energía de una de ellas, losastrónomos localizan sus coordenadasexactas valiéndose de ordenadores yapuntan más telescopios y sensores en ladirección precisa.

Los datos de estos instrumentos han

revelado resultados realmenteasombrosos. En el corazón de estosdestellos de rayos gamma se encuentraun objeto que a menudo tiene sólo unasdecenas de kilómetros de diámetro.Dicho de otro modo, el poder cósmicoinimaginable de los destellos de rayosgamma se concentra dentro de un área delas dimensiones de, por ejemplo, laciudad de Nueva York. Durante años,los principales candidatos de estossucesos eran estrellas de neutrones quecolisionaban en un sistema estelarbinario. Según esta teoría, cuando laórbita de estas estrellas de neutrones sedescomponía con el tiempo, y mientrasseguían una espiral de muerte, acababancolisionando y liberando una cantidad

colosal de energía. Estosacontecimientos son extremadamenteraros, pero teniendo en cuenta que eluniverso es tan grande y que estosdestellos se extienden por el universoentero, deberían detectarse varias vecesal día.

Sin embargo, en 2003, nuevaspruebas reunidas por los científicossugirieron que los destellos de rayosgamma son el resultado de una«hipernova» que crea un agujero negromasivo. Enfocando rápidamente lostelescopios y satélites en la dirección delas explosiones de rayos gamma, loscientíficos encontraron que se parecían auna supernova masiva. Como la estrellaen explosión tiene un campo magnético

enorme y expulsa radiación a través delas direcciones polares norte y sur,podría parecer que la supernova es másenergética de lo que es en realidad; esdecir, sólo observamos estasexplosiones si se dirigen directamentehacia la Tierra, dando la falsa impresiónde que son más potentes de lo que son enrealidad.

Si los destellos de rayos gammason realmente agujeros negros enformación, la próxima generación detelescopios espaciales debería ser capazde analizarlos con gran detalle y quizáresponder algunas de nuestras preguntasmás profundas sobre el espacio y eltiempo. Específicamente, si los agujerosnegros pueden curvar el espacio

convirtiéndolo en un pretzel, ¿puedentambién curvar el tiempo?

La máquina del tiempo de VanStockum

La teoría de Einstein vincula elespacio y el tiempo en una unidadinseparable. Como resultado, cualquieragujero de gusano que conecte dospuntos distantes en el espacio tambiénpodría conectar dos puntos distantes enel tiempo. Dicho de otro modo, la teoríade Einstein admite la posibilidad delviaje en el tiempo.

El propio concepto de tiempo haevolucionado a lo largo de los siglos.Para Newton, el tiempo era como unaflecha; una vez disparada, nunca

cambiaba de curso y viajaba de modocertero y directo hasta su objetivo.Einstein introdujo entonces el conceptodel espacio curvado, de modo que eltiempo era más como un río queaceleraba suavemente o aminoraba lamarcha mientras serpenteaba por eluniverso. Pero a Einstein le preocupabala posibilidad de que el río del tiempopudiera retroceder sobre sí mismo.Quizá pudiera haber remolinos obifurcaciones en el río del tiempo.

En 1937 se constató estaposibilidad cuando W. J. Van Stockumencontró una solución a las ecuacionesde Einstein que permitían el viaje en eltiempo. Empezó con un cilindrogiratorio infinito. Aunque no es

físicamente posible construir un objetoinfinito, calculó que si este cilindrogirara a la velocidad de la luz o cercade ella, arrastraría con él el entramadodel espacio-tiempo, del mismo modoque la papilla es arrastrada por la hélicede la licuadora. (Esto se llama «arrastrede marco» y se ha vistoexperimentalmente en fotografíasdetalladas de agujeros negrosgiratorios.)

Cualquier persona lo bastantevaliente para viajar alrededor delcilindro sería arrastrada, alcanzandovelocidades fantásticas. En realidad,para un observador distante, pareceríaque el individuo supera la velocidad dela luz. Aunque Van Stockum no se dio

cuenta en aquel momento, dando unavuelta completa al cilindro uno podríaremontarse en el tiempo y volver antesde haber partido. Si saliésemos almediodía, cuando volviésemos al puntode partida, digamos, podrían ser las 6 dela tarde del día anterior. Cuanto másrápido girara el cilindro, más atrás en eltiempo iríamos (la única limitación esque no se puede ir más atrás en eltiempo que el momento de la creacióndel propio cilindro).

Dado que el cilindro es como unmástil, cada vez que uno bailasealrededor del palo, se remontaría más ymás atrás en el tiempo. Desde luego,podría descartarse una solución asíporque los cilindros no pueden durar

infinitamente. Además, si pudieraconstruirse un cilindro de este tipo,como giraría cerca de la velocidad de laluz, las fuerzas centrífugas seríanenormes y el material que constituye elcilindro se fragmentaría.

El universo de Gödel

En 1949, Kurt Gödel, el granlógico matemático, encontró unasolución aún más extraña a lasecuaciones de Einstein. Partió de la basede que todo el universo giraba. Como elcilindro de Van Stockum, uno esarrastrado por la naturaleza como lapapilla en la licuadora del espacio-tiempo. Tomando una nave espacialalrededor del universo de Gödel, uno

vuelve al punto de partida pero viajahacia atrás en el tiempo.

En el universo de Gödel, unapersona, en principio, puede viajar entredos puntos cualesquiera del espacio y eltiempo en el universo. Cualquieracontecimiento, en cualquier periodo deltiempo, puede ser visitado, no importalo lejano que esté en el pasado. A causade la gravedad, el universo de Gödeltiene tendencia a colapsar sobre símismo. Por tanto, la fuerza centrífuga dela rotación debe equilibrar esta fuerzagravitatoria. Dicho de otro modo, eluniverso debe girar por encima de unavelocidad determinada. Cuanto másgrande sea el universo, mayor es latendencia a colapsar y más rápido

tendría que girar para impedir elcolapso.

Para un universo de nuestrasdimensiones, por ejemplo, Gödelcalculó que tendría que rotar una vezcada 70.000 millones de años y el radiomínimo para el viaje en el tiempo seríade 16.000 millones de años luz. Sinembargo, para viajar atrás en el tiempo,uno tendría que viajar justo por debajode la velocidad de la luz.

Gödel era muy consciente de lasparadojas que podían plantearse a partirde su solución: la posibilidad deencontrarse a uno mismo en el pasado yde alterar el curso de la historia. «Alhacer un viaje de ida y vuelta a bordo deun cohete con un recorrido

suficientemente amplio, en estos mundoses posible viajar hacia cualquier regióndel pasado, presente y futuro, y regresar,exactamente del mismo modo que esposible en otros mundos viajar a partesdistantes del espacio», escribió. «Esteestado de cosas parece implicar unabsurdo. Porque permite a un individuoviajar al pasado reciente de aquelloslugares en los que ha vivido él mismo.Allí encontraría a una persona que seríaella misma en algún periodo anterior desu vida, y podría hacer algo a estapersona que, en su memoria, sabe que nole ha ocurrido a él.»[7]

Einstein se quedó profundamenteperturbado por la solución que habíaencontrado su amigo y vecino en el

Instituto de Estudios Avanzados dePrinceton. Su respuesta es reveladora:

El ensayo de Kurt Gödelconstituye, en mi opinión, unaimportante contribución a lateoría general de larelatividad, especialmente alanálisis del concepto detiempo. El problema queimplica ya me inquietó en laépoca de la construcción dela teoría general de larelatividad, sin haberconseguido clarificarlo. [...]Se abandona la distinción«antes-después» para ponerpuntos-mundo que se

encuentran bastante lejos enun sentido cosmológico, ysurgen estas paradojas,relativas a la dirección de laconexión causal, de las que hahablado el señor Gödel. [...]Será interesante sopesar si notienen que ser excluidas pormotivos físicos.[8]

La respuesta de Einstein es

interesante por dos razones. En primerlugar, admitió que la posibilidad delviaje en el tiempo le había preocupadocuando formuló por primera vez larelatividad general. Como el tiempo y elespacio son tratados como una pieza de

goma que puede curvarse y alabearse,Einstein temía que la tela del espacio-tiempo se curvase tanto que el viaje enel tiempo pudiera ser posible. Ensegundo lugar, descartaba la solución deGödel sobre la base de «motivosfísicos», es decir, que el universo nogira, se expande.

Cuando Einstein murió, eraampliamente conocido que susecuaciones dejaban la puerta abierta afenómenos extraños (viajes en el tiempo,agujeros de gusano), pero nadie lesdedicó mucha atención porque loscientíficos creían que no podíanrealizarse en la naturaleza. Se reconocíapor consenso que estas soluciones notenían base en el mundo real; si uno

intentaba llegar a un universo paralelo através de un agujero negro, moriría; eluniverso no giraba, y no podían hacersecilindros infinitos, lo que convertía elviaje en el tiempo en una cuestiónacadémica.

La máquina del tiempo de Thorne

La cuestión del viaje en el tiempopermaneció latente durante treinta ycinco años, hasta 1985, cuando elastrónomo Carl Sagan escribió sunovela Contacto y quiso incluir unamanera de que su protagonista pudieraviajar a la estrella Vega. Eso exigía unviaje de ida y vuelta en el que laprotagonista pudiera viajar a Vega ydespués volver a la Tierra, algo que no

le permitían los agujeros de gusano detipo agujero negro. Recurrió al físicoKip Thorne en busca de consejo. Thornesorprendió al mundo de la física con elhallazgo de nuevas soluciones aecuaciones de Einstein que permitían elviaje en el tiempo sin muchos de losproblemas anteriores. En 1988, con suscolegas Michael Morris y UlviYurtsever, Thorne demostró que eraposible construir una máquina deltiempo si podían obtenerse de algúnmodo extrañas formas de materia yenergía, como «materia negativaexótica» y «energía negativa». Alprincipio, los físicos se mostraronescépticos ante esta solución, porquenadie había visto nunca esta materia

exótica y la energía negativa sólo existeen cantidades mínimas, pero sin dudarepresentaba un avance en nuestracomprensión del viaje en el tiempo.

La gran ventaja de la materianegativa y la energía negativa es quepermiten atravesar un agujero de gusano,de modo que uno puede hacer un viajede ida y vuelta sin tener que preocuparsepor horizontes de sucesos. En realidad,el equipo de Thorne descubrió que unviaje mediante una máquina del tiempocomo ésta podía ser bastante suavecomparado con la tensión de unacompañía aérea comercial.

Sin embargo, un problema es que lamateria exótica (o materia negativa)tiene unas propiedades bastante

extraordinarias. A diferencia de laantimateria (que se sabe que existe y queprobablemente cae sometida al campogravitatorio de la Tierra), la materianegativa cae «hacia arriba», de modoque flota en la gravedad de la Tierraporque posee antigravedad. Es repelida,no atraída, por la materia ordinaria ypor otra materia negativa. Eso significaque también es bastante difícilencontrarla en la naturaleza, si es queexiste.

Cuando la Tierra se formó hace4.500 millones de años, cualquiermateria negativa sobre la Tierra sehubiera alejado flotando hacia elespacio profundo. Por tanto, la materianegativa podría flotar en el espacio,

lejos de todo planeta. (La materianegativa probablemente nunca golpearáuna estrella o planeta que pase por sulado, porque es repelida por la materiaordinaria.)

Mientras que la materia negativa nose ha visto nunca (y es muy posible queno exista), la energía negativa esfísicamente posible peroextremadamente rara. En 1933, HenrikCasimir demostró que dos láminas demetal paralelas sin carga pueden crearenergía negativa. Normalmente, unoesperaría que, al no llevar carga, las dosláminas permanecieran estacionarias.Sin embargo, Casimir demostró que hayuna pequeña fuerza de atracción entreestas dos láminas paralelas sin carga. En

1948 se midió esta pequeña fuerza y sedemostró que la energía negativa era unaposibilidad real. El efecto Casimirexplota una característica bastanteextraña del vacío. Según la teoríacuántica, el espacio vacío está repletode «partículas virtuales» que bailanentrando y saliendo de la nada. Estaviolación de la conservación de energíaes posible por el principio deincertidumbre de Heisenberg, quepermite violaciones de las leyesclásicas más valoradas siempre queocurran muy brevemente. Por ejemplo,un electrón y un antielectrón, debido a laincertidumbre, tienen una pequeñaprobabilidad de ser creados de la nada ydespués aniquilarse uno a otro. Como

las láminas paralelas están muy cercauna de otra, estas partículas virtuales nopueden entrar fácilmente entre ellas. Asípues, como hay más partículas virtualesrodeando las láminas que entre ellas,esto crea una fuerza interna desde fueraque empuja las láminas paralelasuniéndolas suavemente. Este efecto fuemedido exactamente en 1996 por StevenLamoreaux en el Laboratorio Nacionalde Los Alamos. La fuerza atractiva quemidió era pequeña (igual a 1 / 30.000del peso de un insecto como unahormiga). Cuanto menor es la separaciónde las láminas, mayor es la fuerza deatracción.

Veamos cómo podría funcionar lamáquina del tiempo que soñó Thorne.

Una civilización avanzada empezaríacon dos láminas paralelas, separadaspor un espacio extremadamentepequeño. A continuación estas láminasparalelas serían convertidas en esferas,una dentro de la otra. El pequeñoespacio entre las láminas esféricas seconectaría de algún modo, con unagujero de gusano, a otra esfera hechacon dos láminas iguales, de modo que untúnel en el espacio conectara ambasesferas. Cada esfera encierra ahora unaboca de agujero de gusano.

Normalmente, el tiempo palpita ensincronización para ambas esferas. Perosi ahora ponemos una esfera en uncohete que es despedido a la velocidadde la luz, el tiempo aminora la marcha

de este cohete, de modo que las dosesferas dejan de estar sincronizadas enel tiempo. El reloj del cohete late muchomás lentamente que el de la Tierra.Entonces, si uno salta a la esfera queestá sobre la Tierra, puede serabsorbido a través del agujero degusano que las conecta y terminar en elotro cohete, en algún momento delpasado. (Sin embargo, la máquina deltiempo no puede llevarnos más atrás delmomento en que se fabricó la propiamáquina.)

Problemas con la energía negativa

Aunque la solución de Thorne fuesensacional cuando se anunció, habíaserios obstáculos para su creación en la

realidad, incluso para una civilizaciónavanzada. En primer lugar, uno debeobtener grandes cantidades de energíanegativa, lo que es bastante raro. Estetipo de agujero de gusano depende deuna enorme cantidad de energía negativaque mantenga la boca del agujero degusano abierta. Si uno crea energíanegativa a través del efecto Casimir, quees bastante pequeño, las dimensionesdel agujero de gusano tendrían que sermuy inferiores a un átomo, lo que haríaimpracticable el viaje a través de él.Hay otras fuentes de energía negativaademás del efecto Casimir, pero todasellas son bastante difíciles de manipular.Por ejemplo, los físicos Paul Davies yStephen Fulling han demostrado que

puede verse cómo un espejo que semueve rápidamente crea energíanegativa, que se acumula delante delespejo mientras se mueve.Desgraciadamente, uno tiene que moverel espejo a una velocidad cercana a lade la luz para obtener energía negativa.Y, como el efecto Casimir, la energíanegativa creada es pequeña.

Otra manera de extraer energíanegativa es utilizar rayos láser de altaintensidad. Dentro de los estados deenergía del láser, hay «estadoscomprimidos» en los que coexisten laenergía positiva y la negativa. Sinembargo, este efecto también es bastantedifícil de manipular. Una pulsacióncaracterística de energía negativa podría

durar 10-15 segundos, seguidos de unapulsación de energía positiva. Esposible, aunque extremadamente difícil,separar los estados de energía positivade los de energía negativa. Comentarémás ampliamente esta cuestión en elcapítulo 11.

Finalmente, resulta que un agujeronegro también tiene energía negativacerca de su horizonte de sucesos. Comohan demostrado Jacob Bekenstein yStephen Hawking[9], un agujero negro noes totalmente negro porque evaporalentamente energía. Eso ocurre porque elprincipio de incertidumbre hace posiblela tunelización de la radiación al pasarpor la enorme gravedad de un agujeronegro. Pero como un agujero negro que

se evapora pierde energía, el horizontede sucesos se va haciendo gradualmentemás pequeño con el tiempo.Normalmente, si se lanza la materiapositiva (como una estrella) a un agujeronegro, el horizonte de sucesos seexpande. Pero si se le arroja energíanegativa, su horizonte de sucesos secontrae. Así, la evaporación de agujeronegro crea energía negativa, cerca delhorizonte de sucesos. (Algunos hanpropuesto poner la boca del agujero degusano cerca del horizonte de sucesospara cosechar energía negativa. Sinembargo, cosechar esta energía seríaextraordinariamente difícil y peligroso,porque uno tendría que estarpeligrosamente cerca del horizonte de

sucesos.)Hawking ha demostrado que, en

general, se necesita energía negativapara estabilizar todas las soluciones deagujero de gusano. El razonamiento esbastante sencillo. Normalmente, laenergía positiva puede crear la aberturade un agujero de gusano que concentramateria y energía. Así, los rayos de luzconvergen cuando entran en la boca delagujero de gusano. Sin embargo, si estosrayos de luz emergen por otro lado, enalgún lugar en el centro del agujero degusano los rayos de luz deberíandesenfocarse. La única manera en quepuede ocurrir esto es si la energíanegativa está presente. Además, laenergía negativa es repulsiva, lo cual es

necesario para evitar que el agujero degusano se colapse bajo la gravedad. Deeste modo, la clave para la construcciónde una máquina del tiempo o agujero degusano puede ser encontrar cantidadessuficientes de energía negativa paramantener la boca abierta y estable.(Unos cuantos físicos han demostradoque, en presencia de grandes camposgravitatorios, son bastante comunes loscampos de energía negativa. Así pues,quizás un día la energía negativagravitatoria pueda utilizarse paraimpulsar una máquina del tiempo.)

Otro obstáculo al que se enfrentauna máquina del tiempo así es: ¿dóndeencontramos un agujero de gusano?Thorne se basaba en el hecho de que los

agujeros de gusano ocurren connaturalidad, en 10 que se llama la«espuma espacio-tiempo». Esto seretrotrae a la cuestión preguntada por elfilósofo griego Zenón hace más de dosmil años: ¿cuál es la distancia más cortaque se puede recorrer?

En una ocasión, Zenón demostrómatemáticamente que es imposibleatravesar un río. Primero observó que ladistancia de un lado a otro del río puedesubdividirse en un número infinito depuntos y, como se tardaba una cantidadinfinita de tiempo en recorrer un númeroinfinito de puntos, era imposible cruzarel río. En realidad, era imposible quenada se moviese. (Se necesitarían otrosdos mil años y la llegada del cálculo

para resolver finalmente este enigma.Puede demostrarse que se puedeatravesar un número infinito de puntosen una cantidad finita de tiempo,posibilitando así matemáticamente elmovimiento.)

John Wheeler, de Princeton,analizó las ecuaciones de Einstein paradescubrir la distancia más pequeña.Wheeler encontró que a distanciasincreíblemente pequeñas, del orden dela longitud de Planck (10-33 cm), lateoría de Einstein predecía que lacurvatura del espacio podía ser muygrande. En otras palabras, en la longitudde Planck, el espacio no era en absolutoplano sino que tenía gran curvatura, esdecir, era curvado y «espumoso». El

espacio se vuelve grumoso, y enrealidad se hace espuma con pequeñasburbujas que entran y salen del vacío.Incluso el espacio vacío, en lasdistancias más pequeñas, está hirviendoconstantemente con pequeñas burbujasde espacio-tiempo, que, de hecho, sonpequeños agujeros de gusano yuniversos recién nacidos. Normalmente,las «partículas virtuales» consisten enpares de electrones y antielectrones queexisten momentáneamente antes deaniquilarse uno a otro. Pero, en ladistancia de Planck, las pequeñasburbujas representan universos enteros ypueden surgir agujeros de gusano quevuelven a desvanecerse en el vacío.Nuestro propio universo podría haber

comenzado como una de estas pequeñasburbujas que flotan en la espuma delespacio-tiempo y que de pronto se inflanpor razones que no comprendemos.Como los agujeros de gusano seencuentran naturalmente en la espuma,Thorne partió de la base de que unacivilización avanzada podría tomar dealgún modo agujeros de gusano de laespuma y después expandirlos yestabilizarlos con energía negativa.Aunque sería un proceso muy difícil,forma parte del reino de las leyes de lafísica.

Aunque la máquina del tiempo deThorne parece teóricamente posible, sibien terriblemente difícil de construirdesde el punto de vista de la ingeniería,

hay una tercera pregunta fastidiosa:¿infringe el viaje en el tiempo una leyfundamental de la física?

Un universo en nuestra habitación

En 1992, Stephen Hawking intentóresolver de una vez por todas la cuestióndel viaje en el tiempo. Instintivamente,estaba en contra: si los viajes a travésdel tiempo fuesen tan habituales como elpicnic del domingo, veríamos turistasdel futuro mirándonos boquiabiertos ytomando fotografías.

Pero los físicos a menudo citan lanovela épica de T. H. White The Onceand Future King (La leyenda del reyArturo), donde una sociedad dehormigas declara: «Todo lo que no está

prohibido es obligatorio»[10]. Dicho deotro modo, si no hay un principio básicode la física que prohíba el viaje en eltiempo, éste es necesariamente unaposibilidad física. (La razón de esto esel principio de incertidumbre. A no serque algo esté prohibido, los efectoscuánticos y las fluctuaciones lo haránfinalmente posible si esperamos losuficiente. Así, a no ser que haya una leyque lo prohíba, ocurrirá antes odespués.) Como respuesta, StephenHawking propuso una «hipótesis deprotección cronológica» que impediríael viaje en el tiempo y, por tanto,«pondría a salvo la historia para loshistoriadores». Según esta hipótesis, elviaje en el tiempo no es posible porque

viola principios físicos específicos.Como es extremadamente difícil

trabajar con soluciones de agujeros degusano, Hawking empezó suargumentación analizando un universosimplificado descubierto por CharlesMisner, de la Universidad de Maryland,que tenía todos los ingredientes delviaje en el tiempo. El espacio de Misneres un espacio idealizado en el quenuestra habitación, por ejemplo, seconvierte en el universo entero.Digamos que cada punto de la paredizquierda de nuestra habitación esidéntico al punto correspondiente en lapared derecha. Esto significa que, si nosdirigimos hacia la pared izquierda, noacabaremos con la nariz sangrando, sino

que la atravesaremos y reapareceremospor la pared de la derecha. Estosignifica que la pared de la izquierda yla de la derecha están unidas, en ciertosentido, como en un cilindro.

En un espacio de Misner, todo eluniverso está contenido en una

habitación. Las paredes opuestas sonidénticas a con otras, de modo que al

entrar en una pared inmediatamente sesale por la pared opuesta. El techo

también es idéntico al suelo. El espaciode Misner se estudia a menudo porque

tiene la misma topología que unagujero de gusano pero es mucho másfácil de manejar matemáticamente. Silas paredes se movieran, el viaje en eltiempo podría ser posible dentro del

universo de Misner.

Además, los puntos de la pareddelantera son idénticos a los de la dedetrás y los puntos del techo son

idénticos a los del suelo. Así, si nosdirigimos en esta dirección,atravesaremos las paredes de nuestrahabitación y volveremos otra vez a ella.No podemos escapar. Dicho de otromodo, ¡nuestra habitación es realmentetodo el universo!

Lo realmente raro es que, simiramos cuidadosamente la pared de laizquierda, vemos que en realidad estransparente y que hay un calco denuestra habitación al otro lado de estapared. En realidad, hay un clan exactode uno mismo de pie en la otrahabitación, aunque sólo podemos verlela espalda, nunca la parte de delante. Simiramos hacia abajo o hacia arriba,también vemos copias de nosotros

mismos. En realidad, hay una secuenciainfinita de nosotros mismos delante,detrás, arriba y abajo.

Establecer contacto con nosotrosmismos es bastante difícil. Cada vez quevolvemos la cabeza para captar unamirada de las caras de los clones,encontramos que también se han girado,por lo que nunca podemos verles lacara. Pero si la habitación es lo bastantepequeña, podríamos pasar la mano porla pared y posarla sobre el hombro delclan que está delante de nosotros.Entonces nos quedaríamos sorprendidosal descubrir que el clan que tenemosdetrás también ha alargado el brazo ynos ha puesto la mano en el hombro.Además, podemos alargar las manos a

izquierda y derecha, tocando a losclones de nuestro lado, hasta que hayuna secuencia infinita de nosotrosmismos dándonos las manos. En efecto,hemos dado una vuelta completaalrededor del universo para agarrarnos anosotros mismos. (No es aconsejablehacer daño a nuestros clones. Sitomamos un arma y la apuntamos al clanque tenemos delante, deberíamosreconsiderar la idea de apretar elgatillo, ¡porque el clan de detrástambién nos está apuntando a nosotros!)

En el espacio de Misner,imaginemos que las paredes sedesmoronan a nuestro alrededor. Lascosas se ponen interesantes. Digamosque la habitación se contrae y la pared

de la derecha se nos acerca lentamente a3 kilómetros por hora. Si ahoraatravesamos la pared izquierda,volveremos de la pared derecha enmovimiento, pero potenciados por 3kilómetros más por hora, de modo queviajaremos a 6 kilómetros por hora. Enrealidad, cada vez que hacemos uncircuito completo hacia la pared de laizquierda, tenemos un empuje adicionalde 3 kilómetros por hora al salir de lapared derecha, de modo que ahoraviajamos a 9, 12, 15 kilómetros porhora, hasta que poco a poco nosacercamos a velocidades increíblescercanas a la velocidad de la luz.

En determinado punto crítico,viajamos tan rápido en este universo

Misner que vamos hacia atrás en eltiempo. En realidad, podemos visitarcualquier punto anterior del espacio-tiempo. Hawking analizó este espacioMisner a fondo. Encontró que la paredde la izquierda y la de la derecha,hablando matemáticamente, son casiidénticas a las dos bocas de un agujerode gusano. En otras palabras, nuestrahabitación se parece a un agujero degusano, en el que la pared izquierda y laderecha son iguales, similares a las dosbocas de un agujero de gusano, quetambién son idénticas.

Después señaló que este espacioMisner era inestable tanto desde elpunto de vista clásico como del de lamecánica cuántica. Si se enfoca una

linterna a la pared izquierda, porejemplo, el rayo de luz gana energíacada vez que emerge de la paredderecha. El rayo de luz se desplazahacia el azul, es decir, se hace másenergético, hasta que alcanza energíainfinita, lo cual es imposible. O el rayode luz se vuelve tan energético que creaun monstruoso campo gravitatoriopropio que colapsa la habitación /agujero de gusano. Así, el agujero degusano colapsa si intentamos andar através de él. Además, puededemostrarse que algo llamado el «tensorde energía-momento», que mide elcontenido de energía y materia delespacio, se vuelve infinito porque laradiación puede pasar un número

infinito de veces a través de las dosparedes.

Para Hawking, éste era el golpe degracia al viaje en el tiempo: los efectosde la radiación cuántica aumentan hastael infinito, creando una divergencia,matando al viajero y cerrando el agujerode gusano.

A partir de la cuestión de ladivergencia que planteó el trabajo deHawking, se ha generado una animadadiscusión en la bibliografía de la física,con científicos adoptando posiciones afavor y en contra con respecto a laprotección cronológica. En realidad,varios físicos empezaron a encontrarfisuras en la prueba de Hawking alhallar opciones aptas para agujeros

negros, cambiándoles la medida,longitud, etcétera. Encontraron que enalgunas soluciones de agujero degusano, el tensor de energía-momentorealmente divergía, pero en otras estababien definido. El físico ruso SergeiKrasnikov examinó esta divergenciapara distintos tipos de agujeros degusano y llegó a la conclusión de que«no existe la más mínima prueba quesugiera que la máquina del tiempo tengaque ser inestable»[11].

La marea se extendió tanto en ladirección contraria a Hawking que elfísico de Princeton Li-Xin propusoincluso una conjetura de protecciónanticronológica: «No hay ley de la físicaque impida la aparición de curvas

cerradas del tiempo»[12]. En 1998,Hawking se vio obligado a hacer unaespecie de retractación. Escribió: «Elhecho de que el tensor de energía-momento no llegue a divergir [enalgunos casos] demuestra que laretrorreacción no cumple la proteccióncronológica». Eso no significa que elviaje en el tiempo sea posible, sólo quenuestra comprensión sigue siendoincompleta. El físico Matthew Visserconsidera que el fracaso de la conjeturade Hawking «no es una confirmaciónpara los entusiastas del viaje en eltiempo, sino más bien una indicación deque resolver cuestiones de proteccióncronológica requiere una teoríaplenamente desarrollada de la gravedad

cuántica»[13].Hoy en día, Hawking ya no dice

que el viaje en el tiempo seaabsolutamente imposible, sólo que esaltamente improbable y poco factible.Las probabilidades estánabrumadoramente contra el viaje en eltiempo, pero no se puede descartar deltodo. Si de algún modo uno pudieseaprovechar grandes cantidades deenergía positiva y negativa y resolver elproblema de la estabilidad, el viaje enel tiempo sería realmente posible. (Yquizá la razón por la que no nos acechanlos turistas del futuro es que el tiempomás antiguo al que pueden volver es elmomento en que se creó la máquina deltiempo y quizá las máquinas del tiempo

todavía no han sido creadas.)

La máquina del tiempo de Gott

En 1991, J. Richard Gott III, dePrinceton, propuso otra solución a lasecuaciones de Einstein que permitía elviaje en el tiempo. Su aproximación erainteresante, porque partía de un enfoquetotalmente nuevo, que abandonaba deltodo los objetos giratorios, los agujerosde gusano y la energía negativa.

Gott nació en Louisville, Kentucky,en 1947, y todavía habla con un suaveacento sureño que parece un tantoexótico en el mundo sofisticado yturbulento de la física teórica. Se inicióen la ciencia de pequeño, cuando seapuntó al club de aficionados a la

astronomía y se entusiasmó con lacontemplación de las estrellas.

Cuando estudiaba en la escuela,ganó el prestigioso concurso deWestinghouse que buscaba talentos parala ciencia, y desde entonces ha estadoasociado a este concurso, en el que haactuado como presidente del juradodurante muchos años. Después delicenciarse en matemáticas en Harvard,fue a Princeton, donde todavía trabaja.

Mientras investigaba en el campode la cosmología, se interesó por las«cuerdas cósmicas», un vestigio del bigbang que ha sido predicho por muchasteorías. Las cuerdas cósmicas puedentener un diámetro menor que el de unnúcleo atómico, pero su masa puede ser

estelar y extenderse durante millones deaños luz en el espacio. En primer lugar,Gott encontró una solución a lasecuaciones de Einstein que permitía lascuerdas cósmicas. Pero entonces notóalgo poco habitual en relación con estascuerdas cósmicas. Si tomamos doscuerdas cósmicas y las enviamos unahacia la otra, justo antes de quecolisionen es posible utilizarlas comomáquina del tiempo. Primero descubrióque si se hacía todo el viaje alrededorde las cuerdas cósmicas en colisión, elespacio se contraía y adquiría extrañaspropiedades. Sabemos que si nosmovemos alrededor de una mesa, porejemplo, y volvemos a donde habíamosempezado, habremos recorrido 360°.

Pero cuando un cohete viaja alrededorde dos cuerdas cósmicas, al pasar deuna a otra en realidad recorre menos de360°, porque el espacio se ha encogido.(Esto tiene la topología de un cono. Sinos movemos completamente alrededorde un cono, también encontramos querecorremos menos de 360°.) Así,viajando rápidamente alrededor deambas cuerdas, en realidad podríamosexceder la velocidad de la luz (como lovería un observador distante), puestoque la distancia total es menor que laesperada. Sin embargo, esto no viola larelatividad especial porque en nuestropropio marco de referencia el cohetenunca supera la velocidad de la luz.

Pero esto también significa que, si

viajamos alrededor de las cuerdascósmicas en colisión, podemos hacer unviaje al pasado. Gott recuerda: «Cuandoencontré esta solución, me sentí muyemocionado. La solución sólo utilizabamateria de densidad positiva,moviéndose a velocidades más lentasque la de la luz. En contraste, lassoluciones de agujero de gusanorequieren material más exótico dedensidad-energía negativa (material quepesa menos que nada»[14]).

Pero la energía necesaria para unamáquina del tiempo es enorme. «Paradejar que el tiempo viaje al pasado, lascuerdas cósmicas con una masa porunidad de longitud de cerca de 10billones de toneladas por centímetro

deben moverse cada una en direccionesopuestas a velocidades de al menos el99.999999996% de la velocidad de laluz. Hemos observado protones de altaenergía en el universo moviéndose almenos con esta rapidez, por lo que talesvelocidades son posibles»[15], observa.

Algunos críticos han señalado quelas cuerdas cósmicas son raras, si es queexisten, y que las cuerdas cósmicas encolisión son todavía más raras. Portanto, Gott propuso lo siguiente. Unacivilización avanzada puede encontraruna sola cuerda cósmica en el espacioexterior. Utilizando naves espacialesgigantescas y herramientas enormes,podrían dar nueva forma a la cuerda yconvertirla en un bucle rectangular

ligeramente curvado (parecido a laforma de una butaca reclinable). Elbucle, según su hipótesis, podríacolapsar bajo su propia gravedad, demodo que dos piezas rectas de la cuerdacósmica podrían volar pasando cada unade ellas junto a la otra a una velocidadpróxima a la de la luz, lo cual crearíabrevemente una máquina del tiempo. Sinembargo, admite Gott: «Un bucle decuerda lo bastante largo como para quecolapse y nos permita dar la vuelta unavez y volver a tiempo en un año tendríaque tener más de la mitad de la energía-masa de toda una galaxia»[16].

Las paradojas

Tradicionalmente, otra razón por laque los físicos descartaban la idea delviaje en el tiempo era la de lasparadojas del tiempo. Por ejemplo, siuno viaja atrás en el tiempo y mata a suspadres antes de nacer, su nacimiento esimposible. Por tanto, nunca se puede iratrás en el tiempo para matar a lospadres. Esto es importante, porque laciencia se basa en ideas lógicamentecoherentes; una paradoja de tiempogenuina sería suficiente para descartartotalmente el viaje en el tiempo.

Estas paradojas del tiempo puedenagruparse en varias categorías:

· Paradoja del abuelo.En esta paradoja, se altera el

pasado de tal modo que sehace imposible el presente.Por ejemplo, si uno va alpasado lejano para encontrara los dinosaurios, seencuentra accidentalmentecon un mamífero pequeño ypeludo que es el antepasadooriginal de la humanidad. Sidestruye a su antepasado,lógicamente no puede existir.

· Paradoja de lainformación. En estaparadoja, la informaciónviene del futuro, lo que quieredecir que puede no tenerorigen. Por ejemplo, digamosque un científico crea una

máquina del tiempo y despuésvuelve atrás en el tiempo paradarse a sí mismo de joven elsecreto del viaje en el tiempo.El secreto del viaje en eltiempo no tendría origen,porque la máquina del tiempoque posee el científico jovenno fue creada por él, sino quele fue ofrecida por sí mismosiendo más viejo.

· Paradoja del fraude.En este tipo de paradoja, unapersona sabe cómo será elfuturo y hace algo que vuelveimposible este futuro. Porejemplo, uno hace unamáquina del tiempo para que

lo lleve al futuro y ve que estádestinado a casarse con unamujer llamada Jane. Sinembargo, en un arrebato,decide casarse con Helen, yde este modo hace imposiblesu propio futuro.

· La paradoja sexual[17].En este tipo de paradoja, unoes su propio padre, lo cual esuna imposibilidad biológica.En una historia escrita por elfilósofo británico JonathanHarrison, el protagonista dela historia no sólo es supropio padre, sino queademás se canibaliza a símismo. En el relato clásico

de Robert Heinlein «Todosustedes, zombis», elprotagonista es al mismotiempo su madre, su padre, suhermana y su hijo; es decir, unárbol familiar él solo.(Véanse las notas para másdetalles. Resolver la paradojasexual es en realidad bastantedelicado, porque requiereconocimientos tanto del viajeen el tiempo como de lamecánica del ADN.)

E n El fin de la eternidad, Isaac

Asimov imagina una «policía deltiempo» que se encarga de impedir estasparadojas. Las películas de Terminator

dependen de una paradoja de lainformación: los científicos estudian unmicrochip recuperado de un robot delfuturo y después crean una raza derobots que adquieren conciencia y seapoderan del mundo. En otras palabras,el diseño de estos superrobots no fuecreado por un inventor; simplementesalió de un fragmento de desechos deuno de los robots del futuro. En lapelícula Regreso al futuro , Michael J.Fox lucha por evitar una paradoja delabuelo cuando vuelve atrás en el tiempoy conoce a su madre de adolescente, quese enamora locamente de él. Si ellarechaza los avances del futuro padre deFox, su misma existencia quedaamenazada.

Los guionistas infringenvoluntariamente las leyes de la físicacuando escriben sus éxitos de taquilla,pero en la comunidad de físicos estasparadojas se toman muy en serio.Cualquier solución de estas paradojasdebe ser compatible con la relatividad yla teoría cuántica. Por ejemplo, para sercompatible con la relatividad, el río deltiempo simplemente no puede terminar.No puede ponerse un dique al río deltiempo. El tiempo, en la relatividadgeneral, está representado por unasuperficie suave y continua y no puedeser rasgado ni roto. Puede cambiar detopología, pero no puede detenerse. Estosignifica que si uno mata a sus padresantes de nacer, no puede simplemente

desaparecer. Esto violaría las leyes dela física.

Actualmente, los físicos secongregan alrededor de dos solucionesposibles a estas paradojas del tiempo.Primero, el cosmólogo ruso IgorNovikov cree que estamos obligados aactuar de manera que no ocurranparadojas. Su aproximación se llama la«escuela de la autocoherencia». Si el ríodel tiempo se curva suavemente yretrocede creando un remolino, élsugiere que una «mano invisible» dealgún tipo intervendría si fuéramos asaltar hacia el pasado y estuviésemos apunto de crear una paradoja del tiempo.Pero la aproximación de Novikovpresenta problemas con el libre

albedrío. Si volvemos atrás en el tiempoy conocemos a nuestros padres antes denacer, podríamos pensar que tenemoslibre albedrío en nuestras acciones;Novikov cree que una ley de la física nodescubierta impide cualquier acción quecambie el futuro (como matar a lospadres o impedir el propio nacimiento).Y señala: «No podemos enviar a unviajero del tiempo de regreso al Jardíndel Edén para pedirle a Eva que no cojala manzana del árbol»[18].

¿Cuál es esta fuerza misteriosa quenos impide alterar el pasado y crear unaparadoja? «Una limitación como éstasobre nuestro libre albedrío es pocohabitual y misteriosa, pero no puededecirse que no tenga parangón», escribe.

«Por ejemplo, mi voluntad puede serandar por el techo sin la ayuda de algúnequipo especial. La ley de la gravedadme impide hacerlo; si lo intento mecaeré, de modo que mi libre albedríoestá limitado.»[19]

Pero las paradojas del tiempopueden ocurrir cuando la materiainanimada (sin libre albedrío enabsoluto) es enviada al pasado.Supongamos que justo antes de lahistórica batalla entre Alejandro Magnoy Darío III de Persia en el año 330 a. C.,enviamos ametralladoras atrás en eltiempo y damos instrucciones de cómousarlas. Cambiaríamos potencialmentetoda la historia europea subsiguiente (ypodríamos encontrarnos hablando una

versión del idioma persa en lugar de unalengua europea).

En realidad, incluso la máspequeña perturbación en el pasadopuede causar paradojas inesperadas enel presente. La teoría del caos, porejemplo, utiliza la metáfora del «efectomariposa». En momentos críticos de laformación del clima en la Tierra,incluso el aleteo de una mariposa envíaondas que pueden inclinar el equilibriode fuerzas y provocar una fuertetormenta. Hasta los objetos inanimadosmás pequeños enviados hacia el pasadolo cambiarán inevitablemente demaneras impredecibles, dando lugar auna paradoja del tiempo.

Una segunda manera de resolver la

paradoja del tiempo es si el río deltiempo se bifurca suavemente en dosríos, o ramas, que forman dos universosdistintos. En otras palabras, si unovolviera atrás en el tiempo y disparara asus padres antes de nacer, mataría apersonas que genéticamente sonidénticas a sus padres en un universoalternativo, un universo en el que nuncanacerá. Pero sus padres en su universooriginal no se verían afectados.

Esta segunda hipótesis se llama«teoría de muchos mundos»: la idea deque podrían existir todos los mundoscuánticos posibles. Esto elimina lasdivergencias infinitas que encontróHawking[20], ya que la radiación noatraviesa repetidamente el agujero de

gusano como en el espacio de Misner.Sólo la atraviesa una vez. Cada vez quepasa a través del agujero de gusano,entra en un nuevo universo. Y estaparadoja lleva quizás a la cuestión másprofunda en la teoría cuántica: ¿cómopuede un gato estar vivo y muerto almismo tiempo?

Para responder a esta pregunta, losfísicos se han visto obligados a barajardos soluciones extravagantes: o bien hayuna conciencia cósmica que nos vigila atodos, o bien hay un número infinito deuniversos cuánticos.

6. Universos cuánticosparalelos

Creo que puedo decircon seguridad que nadieentiende la mecánicacuántica.

Richard Feynman

Cualquier persona queno encuentre asombrosa lateoría cuántica es que no laentiende.

Niels Bohr

El Impulso deImprobabilidad Infinita es unnuevo y maravilloso métodopara salvar inmensasdistancias interestelares enuna ínfima fracción desegundo, sin tener que hacerel tonto en el hiperespacio.

Douglas Adams

En la Guía del autoestopista

galáctico, la irreverente y extravagantenovela de Douglas Adams que fue unéxito de ventas, el protagonista da conun método para viajar a las estrellas de

lo más ingenioso. En lugar de utilizaragujeros de gusano, hiperimpulsores oportales dimensionales para su viajeentre las galaxias, se le ocurreaprovechar el principio deincertidumbre para correr por lainmensidad del espacio intergaláctico.Si de algún modo podemos controlar laprobabilidad de determinados sucesosimprobables, cualquier cosa, inclusoviajar más rápido que la luz, y hasta elviaje en el tiempo, es posible. Alcanzarlas estrellas distantes en segundos esmuy improbable, pero cuando uno puedecontrolar las probabilidades cuánticas avoluntad, incluso lo imposible devienenormal.

La teoría cuántica se basa en la

idea de que hay una probabilidad de quetodos los sucesos posibles, por muyfantásticos o tontos que sean, puedanocurrir. Eso, a su vez, se encuentra en elcentro de la teoría del universoinflacionario: cuando se produjo el bigbang, hubo una transición cuántica a unnuevo estado en el que el universosúbitamente se expandió en gran manera.Por 10 visto, nuestro universo completopuede haber surgido de un salto cuánticoaltamente improbable. Aunque Adamsescribía en broma, los físicos somosconscientes de que, si de algún modocontrolásemos estas probabilidades,podríamos llevar a cabo hazañas queserían indistinguibles de la magia. Pero,de momento, alterar las probabilidades

de sucesos está muy lejos de nuestratecnología.

A veces planteo a nuestros alumnosde doctorado de la universidadpreguntas fáciles, como, por ejemplo,calcular la probabilidad de que depronto se disuelvan y se rematerialicenal otro lado de la pared de ladrillo.Según la teoría cuántica, hay unaprobabilidad calculable de que estopudiera ocurrir. Como también, yapuestos, de que nos disolvamos en lasala de estar de nuestra casa yaparezcamos en Marte. Según la teoríacuántica, en principio, uno podríarematerializarse súbitamente en elplaneta rojo. Desde luego, laprobabilidad es tan pequeña que

tendríamos que esperar más tiempo queel ciclo de vida del universo. Comoresultado, en nuestra vida cotidiana,podemos descartar sucesos tanimprobables. Pero a nivel subatómico,estas probabilidades son cruciales parael funcionamiento de la electrónica, losordenadores y los láseres.

En realidad, los electrones sedesmaterializan regularmente y seencuentran rematerializados al otro ladode las paredes dentro de loscomponentes de nuestro ordenador yCD. La civilización moderna, enrealidad, quedaría colapsada si loselectrones no pudieran estar en dossitios al mismo tiempo. (Las moléculasde nuestro cuerpo también se

colapsarían sin este extraño principio.Imaginemos dos sistemas solares quecolisionan en el espacio obedeciendolas leyes de la gravedad de Newton. Lossistemas solares en colisión colapsaríanen un revoltijo caótico de planetas yasteroides. De manera similar, si losátomos obedecieran las leyes deNewton, se desintegrarían siempre quechocasen con otro átomo. Lo quemantiene a dos átomos trabados en unamolécula estable es el hecho de que loselectrones pueden estar simultáneamenteen tantos sitios al mismo tiempo queforman una «nube» de electrones queune los átomos. Así, la razón por la quelas moléculas son estables y el universono se desintegra es que los electrones

pueden estar en muchos sitios al mismotiempo.

Pero si los electrones puedenexistir en estados paralelossosteniéndose entre la existencia y la noexistencia, ¿por qué el universo nopuede? Al fin y al cabo, en algúnmomento el universo fue más pequeñoque un electrón. Una vez introducimos laposibilidad de aplicar el principiocuántico al universo, estamos obligadosa considerar los universos paralelos. Esexactamente esta posibilidad la que seexplora en el perturbado relato defantasía científica de Philip K. Dick Elhombre en el castillo. En el libro, hayun universo alternativo separado delnuestro por un solo suceso capital. En

1933, en este universo, la historia delmundo cambia cuando la bala de unasesino mata al presidente Rooseveltdurante su primer año de presidente. Elvicepresidente Garner ocupa su puesto yestablece una política aislacionista quedebilita a los Estados Unidosmilitarmente. Poco preparado para elataque de Pearl Harbour e incapaz derecuperarse de la destrucción de toda laflota estadounidense, en 1947 EstadosUnidos se ve obligado a rendirse a losalemanes y japoneses. FinalmenteEstados Unidos se divide en tres partes:el Reich alemán controla la costa este ylos japoneses la costa oeste, y se dejauna incómoda tierra de nadie, losestados de las Montañas Rocosas, en el

medio. En este universo paralelo, unindividuo misterioso escribe un librollamado La langosta se ha posado,basado en una frase de la Biblia, que hasido prohibida por los nazis. Habla deun universo alternativo en el queRoosevelt no era asesinado y EstadosUnidos y Gran Bretaña derrotaban a losnazis. La misión de la protagonista de lahistoria es ver si hay alguna verdad eneste universo alternativo en el quepredominan la democracia y la libertad,y no la tiranía y el racismo.

Dimensión desconocida

El mundo de El hombre en elcastillo y nuestro mundo estánseparados por un pequeño accidente, la

simple bala de un asesino. Sin embargo,también es posible que un mundoparalelo esté separado del nuestro por elsuceso más pequeño posible: un solosuceso cuántico, el impacto de un rayoCósmico.

En un episodio de la serie detelevisión Dimensión desconocida, unhombre se despierta y descubre que sumujer no lo reconoce. Ella se pone agritar y le ordena que se vaya si noquiere que llame a la policía. Cuando éldeambula por la ciudad, constata que susamigos de toda la vida no lo reconocen,como si nunca hubiera existido.Finalmente, visita la casa de sus padresy queda absolutamente conmocionado.Sus padres insisten en que no lo habían

visto jamás y que nunca tuvieron un hijo.Sin amigos, familia ni casa, vaga sinrumbo por la ciudad y finalmente caedormido en el banco de un parque, comoun vagabundo. Cuando despierta al díasiguiente, se encuentra cómodamenteinstalado en su cama con su esposaalIado. Sin embargo, cuando ella se dala vuelta, él se sorprende al descubrirque no se trata de su esposa, sino de unamujer extraña a la que no había vistonunca.

¿Son posibles estas historias tanridículas? A lo mejor. Si el protagonistad e Dimensión desconocida hubierapreguntado algunas cuestionesreveladoras a su madre, podría haberdescubierto que ella tuvo un aborto y

por eso no llegó a tener un hijo. Aveces, un solo rayo cósmico, una solapartícula del espacio exterior, puedeafectar profundamente el ADN delinterior de un embrión y causar unamutación que llevará finalmente a unaborto. En este caso, un solo sucesocuántico puede separar dos mundos, unoen el que vivimos como ciudadanosnormales y productivos y otro que esexactamente idéntico, sólo que, en él,nosotros no hemos nacido.

Deslizarse entre estos mundos entradentro de las leyes de la física. Pero esextremadamente improbable; laprobabilidad de que ocurra esastronómicamente pequeña. Como puedeverse, la teoría cuántica nos da una

imagen del universo mucho más extrañaque la que nos da Einstein. En larelatividad, el escenario de la vida en elque actuamos puede estar hecho degoma, con los actores viajando porcaminos curvados cuando atraviesan eldecorado. Como en el mundo deNewton, los actores del mundo deEinstein repiten las frases de un guiónque ha sido escrito de antemano. Pero enuna obra de teatro cuántico, los actoresde pronto tiran el guión y actúan por sucuenta. Las marionetas cortan suscuerdas. Se ha establecido el librealbedrío. Los actores puedendesaparecer y reaparecer en elescenario. Aún más extraño, puedenencontrarse apareciendo en dos sitios al

mismo tiempo. Los actores, cuandorepresentan sus papeles, no saben concerteza si están hablando o no conalguien que de pronto podríadesaparecer y reaparecer en otro sitio.

Mente de monstruo: John Wheeler

Exceptuando tal vez a Einstein yBohr, ningún hombre ha luchado máscon las absurdidades y éxitos de lateoría cuántica que John Wheeler. ¿Estoda la realidad física una simpleilusión? ¿Existen universos cuánticosparalelos? En el pasado, cuando noestaba reflexionando sobre estasparadojas cuánticas intratables, Wheelerse dedicaba a aplicar estasprobabilidades a la construcción de

bombas atómicas y de hidrógeno, y fueun pionero del estudio de los agujerosnegros. John Wheeler es el último de losgigantes, o «mentes monstruosas», comole llamó en una ocasión su discípuloRichard Feynman, que también forcejeócon las insensatas conclusiones de lateoría cuántica.

Fue Wheeler quien acuñó eltérmino de «agujero negro» en 1967[1],en una conferencia pronunciada en elInstituto Goddard de Estudios delEspacio de la NASA en Nueva York,después del descubrimiento de losprimeros púlsares.

Wheeler nació en 1911 enJacksonville, Florida. Su padre erabibliotecario, pero la ingeniería corría

por la sangre familiar. Tres de sus tíoseran ingenieros de minas y a menudousaban explosivos en su trabajo. La ideade utilizar la dinamita le fascinaba, y leencantaba contemplar explosiones. (Undía que experimentaba con un trozo dedinamita sin la debida atención, leexplotó accidentalmente en la mano y lecercenó parte del pulgar y el extremo deotro dedo. Se da la coincidencia de que,cuando Einstein era estudianteuniversitario, su falta de cuidadoprovocó una explosión similar ytuvieron que ponerle varios puntos en lamano.)

Wheeler era un niño precoz quedominaba el cálculo y devoraba todoslos libros que tenía al alcance sobre la

nueva teoría de la que hablaban susamigos: la mecánica cuántica. Justo antesus ojos, Niels Bohr, WernerHeisenberg y Erwin Schrödinger estabandesarrollando una nueva teoría enEuropa que de pronto desentrañaba lossecretos del átomo. Sólo unos añosantes, los seguidores del filósofo ErnstMach se habían burlado de la existenciade átomos, afirmando que nunca sehabían observado en el laboratorio yque probablemente eran una ficción. Loque no podía verse, probablemente noexistía, afirmaban. El gran físico alemánLudwig Boltzmann, que estableció lasleyes de la termodinámica, se suicidó en1906, en parte por el intenso ridículo alque se vio expuesto cuando promovía el

concepto de los átomos.A continuación, en unos años

trascendentales, de 1925 a 1927, lossecretos del átomo se fuerondesvelando. Nunca en la historiamoderna (exceptuando el año 1905, conla obra de Einstein) se habíanconseguido avances de tal magnitud entan poco tiempo. Wheeler quería formarparte de esta revolución. Pero se diocuenta de que los Estados Unidosestaban en segundo término en materiade física; no había ni un solo físico denivel mundial entre sus filas. Como J.Robert Oppenheimer antes que él,Wheeler se fue de Estados Unidos y sedirigió a Copenhague para aprender delpropio maestro, Niels Bohr.

Los anteriores experimentos conelectrones habían demostrado queactuaban al mismo tiempo comopartículas y como ondas. Esta extrañadualidad fue finalmente desvelada por lafísica cuántica: se demostró que elelectrón, en su baile alrededor delátomo, era una partícula, pero ibaacompañada de una misteriosa onda. En1925, el físico austriaco ErwinSchrödinger propuso una ecuación (lacélebre «ecuación de Schrödinger») quedescribía detalladamente el movimientode la onda que acompaña al electrón.Esta onda, representada por la letrag r i e g a psi, proporcionó unaspredicciones asombrosamente precisassobre la conducta de los átomos que

desataron una revolución en la física. Depronto, casi desde los primerosprincipios, uno podía mirar dentro delátomo para calcular cómo los electronesbailaban en sus órbitas, haciendotransiciones y vinculando a los átomosen las moléculas.

Tal como se vanagloriaba el físicoPaul Dirac, la física pronto reduciríatoda la química a mera ingeniería.Proclamó: «Las leyes físicassubyacentes necesarias para la teoríamatemática de una gran parte de la físicay de toda la química son pues totalmenteconocidas, y la única dificultad es que laaplicación de estas leyes conduce aecuaciones demasiado complicadas paraser solubles»[2]. A pesar de la

espectacularidad de esta función psi,seguía siendo un misterio quérepresentaba realmente.

Finalmente, en 1928, el físico MaxBorn propuso la idea de que esta funciónde onda representaba la probabilidad deencontrar el electrón en cualquier puntodado. Dicho de otro modo, nuncapodríamos saber con exactitud dóndeestaba un electrón; lo único que se podíahacer era calcular su función de onda,que nos indicaba la probabilidad de queestuviera allí. Así pues, si la físicaatómica podía reducirse a ondas deprobabilidad de que un electrónestuviera aquí o allí, y si un electrónpodía estar aparentemente en dos sitiosal mismo tiempo, ¿cómo determinamos

finalmente dónde está en realidad elelectrón?

Bohr y Heisenberg formularonfinalmente el conjunto completo derecetas en un libro cuántico de cocinaque ha funcionado en los experimentosatómicos con una magnífica precisión.La función de ondas sólo nos dice laprobabilidad de que el electrón estélocalizado aquí o allí. Si la función deondas es grande en un puntodeterminado, significa que hay una granprobabilidad de que el electrón esté allí.(Si es pequeña, es improbable que elelectrón pueda encontrarse allí.) Porejemplo, si pudiéramos «ver» la funciónde onda de una persona, seríanotablemente parecida a la persona en

sí. Sin embargo, la función de ondatambién se filtra suavemente hacia elespacio, lo que significa que hay unapequeña posibilidad de que la personapueda encontrarse en la Luna. (Enrealidad, la función de onda de lapersona se extiende por todo eluniverso.)

Esto también significa que lafunción de onda de un árbol puededecirnos la probabilidad de que esté depie o caído, pero no puede decirnosdefinitivamente en qué estado seencuentra. Cuando miramos un árbol, elárbol está definitivamente delante denosotros: está en pie o caído, pero noambas cosas.

Para resolver la discrepancia entre

las ondas de probabilidad y nuestranoción de sentido común de laexistencia, Bohr y Heisenberg partieronde la base de que, después de que unobservador externo haga una medición,la función de onda se «colapsa»mágicamente y el electrón cae en unestado definido: es decir, después demirar un árbol, sabemos que estárealmente en pie. Dicho de otro modo,el proceso de observación determina elestado final del electrón. Laobservación es vital para la existencia.Después de mirar al electrón, su funciónde onda se colapsa, de modo que elelectrón está ahora en un estado definidoy no hay más necesidad de funciones deonda. Así pues, los postulados de la

escuela de Copenhague de Bohr,hablando en términos generales, puedenresumirse del siguiente modo:

a. Toda la energía ocurreen paquetes discretosllamados «cuantos». (Elcuanto de luz, por ejemplo, esel fotón. Los cuantos de lainteracción débil se llamanbosones W y Z, el cuanto dela interacción fuerte se llamagluón, y el cuanto de lagravedad se llama gravitón,algo que todavía no se havisto en el laboratorio.)

b. La materia estárepresentada por partículas

puntuales, pero laprobabilidad de encontrar lapartícula la da una onda. Laonda, a su vez, obedece a unaecuación de onda específica(como la ecuación deSchrödinger).

c. Antes de realizar unaobservación, un objeto existeen todos los estados posiblessimultáneamente. Paradeterminar en qué estado estáel objeto, tenemos que haceruna observación, que«colapsa» la función de onda,y el objeto entra en un estadodefinido. El acto deobservación destruye la

función de onda y entonces elobjeto asume una realidaddefinida. La función de ondaha cumplido su propósito: nosha dado la probabilidadprecisa de encontrar el objetoen este estado particular.

¿Determinismo o incertidumbre?

La teoría cuántica es la teoría físicade mayor éxito de todos los tiempos. Lamáxima formulación de la teoríacuántica es el modelo estándar, querepresenta el fruto de décadas deexperimentos con aceleradores departículas. Partes de esta teoría han sido

comprobadas hasta un margen de errorde 1 entre 10 mil millones. Si se incluyela masa del neutrino, el modelo estándarconcuerda con todos los experimentossobre partículas subatómicas sinexcepción.

Pero por mucho éxito que hayatenido la teoría cuántica,experimentalmente se basa enpostulados que han provocado tormentasde controversia filosófica y teológica enlos últimos ochenta años. El segundopostulado, en particular, ha causado laira de las religiones porque se preguntaquién decide nuestro destino. A lo largode los siglos, filósofos, teólogos ycientíficos se han visto fascinados por elfuturo y por si de algún modo podemos

conocer nuestro destino. En el Macbethde Shakespeare, Banquo, desesperadopor descorrer el velo que oculta nuestrodestino, dice estos versos memorables:

Si podéis penetrar en lassemillas del tiempo

y predecir qué granodará fruto y cuál no,

Entonces habladme amí...

(acto I, escena 3)

Shakespeare escribió estas

palabras en 1606. Ochenta añosdespués, otro inglés, Isaac Newton, tuvola audacia de proclamar que sabía la

respuesta a esta antigua pregunta. TantoNewton como Einstein creían en eldeterminismo, que establece que losacontecimientos futuros pueden ser, enprincipio, determinados. Para Newton,el universo era un reloj gigantesco alque Dios dio cuerda al principio de lostiempos. Desde entonces, ha funcionadoobedeciendo a las tres leyes de ladinámica, de una manera exactamentepredecible. El matemático francésPierre Simon de Laplace, que eraconsejero científico de Napoleón,escribió que, utilizando las leyes deNewton, podía predecirse el futuro conla misma precisión con que uno ve elpasado. Escribió que, si un ser pudieraconocer la posición y velocidad de

todas las partículas del universo, «paraun intelecto así, nada sería incierto; y elfuturo, como el pasado, estaría presenteante sus ojos»[3]. Cuando Laplacepresentó a Napoleón una copia de suobra maestra, Mecánica celeste, elemperador le dijo: «Ha escrito esta granobra sobre el firmamento sin mencionaruna sola vez a Dios». Laplace lecontestó: «Señor, no necesito esahipótesis».

Para Newton y Einstein, la idea dellibre albedrío, de que nosotros somoslos amos de nuestro destino, era unailusión. A la idea de sentido común dela realidad, según la cual los objetosconcretos que tocamos son reales yexisten en estados definidos, Einstein la

llamó «realidad objetiva». Presentó suposición con la mayor claridad de estemodo:

Soy determinista,obligado a actuar como siexistiera el libre albedrío,porque si deseo vivir en unasociedad civilizada, tengoque actuar conresponsabilidad. Sé quefilosóficamente un criminalno es responsable de susdelitos, pero prefiero notomar el té con él. Mi carrerase ha visto determinada porvarias fuerzas sobre las queno tengo control,

principalmente por estasglándulas misteriosas en lasque la naturaleza prepara laesencia de la vida. HenryFord puede llamarlas su VozInterior, Sócrates se refería aellas como su daimon: cadahombre explica a su manerael hecho de que la voluntadhumana no es libre. [...] Todoestá determinado [...] porfuerzas sobre las que notenemos control [...] tantopara el insecto como para laestrella[4].

Los seres humanos, los vegetales o

el polvo cósmico, todos bailamos alcompás de un tiempo misterioso,entonado en la distancia por unintérprete invisible.

Los teólogos también hanforcejeado con esta cuestión. La mayoríade las religiones del mundo creen enalgún tipo de predestinación, la idea deque Dios no sólo es omnipotente(todopoderoso) y omnipresente (está entodas partes), sino que es omnisciente(lo sabe todo, incluso el futuro). Enalgunas religiones, eso significa queDios sabe si iremos al cielo o alinfierno antes incluso de que hayamosnacido. En esencia, hay un «libro deldestino» en alguna parte del cielo contodos nuestros nombres anotados,

incluyendo la fecha de nuestronacimiento, nuestros fracasos y triunfos,nuestras alegrías y defectos, incluso lafecha de nuestra muerte, y si viviremosen el paraíso o seremos condenadoseternamente.

(Esta delicada cuestión teológicade la predestinación contribuyó a dividira la Iglesia Católica en 1517, cuandoMartín Lutero clavó en la puerta de laiglesia de Wittenberg sus noventa ycinco tesis.

Éstas atacaban la práctica de laiglesia de vender indulgencias, que enesencia eran sobornos que pavimentabanel camino hacia el cielo para lospudientes. A 10 mejor, parecía decirLutero, Dios sabía nuestro futuro antes

de tiempo y nuestros destinos estánpredestinados, pero no se puedeconvencer a Dios de que cambie de ideahaciendo una bonita donación a laiglesia.)

Pero para los físicos que aceptan elconcepto de probabilidad, el postuladoclaramente más controvertido es eltercero, que ha provocado quebraderosde cabeza a generaciones de físicos yfilósofos. La «observación» es unconcepto poco preciso y mal definido.Además, se basa en el hecho de que hayen realidad dos tipos de física: uno parael extraño mundo subatómico, en el quelos electrones aparentemente puedenestar en dos sitios a la vez, y otro parael mundo macroscópico en el que

vivimos, que parece obedecer a lasleyes de sentido común de Newton.

Según Bohr, hay un «muro»invisible que separa el mundo atómicodel mundo macroscópico familiar ycotidiano. Mientras el mundo atómicoobedece a las extrañas leyes de la teoríacuántica, nosotros vivimos nuestrasvidas fuera del muro, en un mundo deplanetas y estrellas bien definidos dondelas ondas ya se han descompuesto.

A Wheeler, que aprendió lamecánica cuántica de sus creadores, legustaba resumir las dos escuelas depensamiento sobre esta cuestión. Ofrecíael ejemplo de tres árbitros de un partidode béisbol que discuten sobre los másdelicados puntos. Al tomar la decisión,

cada uno de ellos dice:

Número 1: Doy lospuntos según los veo.

Número 2: Doy lospuntos cuando son.

Número 3: No son nadahasta que yo los doy[5].

Para Wheeler, el segundo árbitro es

Einstein, que creía que había unarealidad absoluta fuera de la experienciahumana.

Einstein la llamaba «realidadobjetiva», la idea de que los objetospueden existir en estados definidos sinintervención humana. El tercer árbitro es

Bohr, que defendía que la realidad sóloexistía después de haberla observado.

Árboles en el bosque

Los físicos a veces miran a losfilósofos con cierto desdén y citan aCicerón, que dijo una vez: «No hay nadatan absurdo que no haya sido dicho porlos filósofos». El matemático StanislawUlam, a quien no le parecía nada biendar nombres elevados a conceptosestúpidos, dijo una vez: «La locura es lacapacidad de hacer grandes distincionesentre diferentes tipos de tonterías»[6]. Elpropio Einstein escribió una vezhablando de filosofía: «¿No es como sitoda la filosofía estuviera escrita en la

miel? Se ve maravillosa cuando uno lacontempla, pero cuando vuelve a mirarha desaparecido. Sólo queda algopegajoso»[7].

A los físicos también les gustacontar la historia apócrifa[8]

supuestamente contada por el director deuna universidad que contemplaba conexasperación el presupuesto asignado alos departamentos de Física,Matemáticas y Filosofía. Supuestamente,dijo: «¿Por qué los físicos pidensiempre un equipo tan caro? Eldepartamento de Matemáticas sólo pidedinero para papel, lápices y papeleras, yel departamento de Filosofía es mejoraún. Ni siquiera pide papeleras».

Sin embargo, es posible que los

filósofos sean los últimos en reír. Lateoría cuántica está incompleta ydescansa sobre una base filosóficatambaleante. Esta controversia cuánticaobliga a reexaminar la obra de filósofoscomo el obispo Berkeley, que en el sigloXVIII afirmaba que los objetos existíansólo porque los humanos están aquí paraobservarlos, una filosofía llamada«solipsismo» o «idealismo». Si cae unárbol en el bosque pero nadie lo ve, nocae realmente, dicen.

Ahora tenemos una reinterpretacióncuántica de los árboles que caen en elbosque. Antes de hacer la observación,no sabemos si ha caído o no. Enrealidad, el árbol existe en todos losestados posibles simultáneamente:

puede estar quemado, caído, convertidoen leña, en polvo, etcétera. Una vezhecha la observación, el árbol aparecede pronto en un estado definido y vemos,por ejemplo, que ha caído.

Comparando la dificultad filosóficade la relatividad y la teoría cuántica,Feynman señaló en una ocasión: «Huboun tiempo en que los periódicos decíanque sólo doce hombres comprendían lateoría de la relatividad. No creo queexistiera nunca un tiempo así. [...] Porotro lado, creo que puedo decir con todaseguridad que nadie comprende lamecánica cuántica»[9]. Según dice, lamecánica cuántica «describe lanaturaleza como absurda desde el puntode vista del sentido común. Y está

totalmente de acuerdo con elexperimento. Por tanto, confío en quepodamos aceptar la naturaleza tal comoes: absurda»[10]. Esto ha creado unsentimiento de incomodidad entre losmuchos físicos en ejercicio, que creenque están creando mundos enteros sobrearenas movedizas. Steven Weinbergescribe: «Admito sentir ciertaincomodidad por el hecho de trabajartoda la vida en un marco teórico quenadie entiende del todo»[11].

En la ciencia tradicional, elobservador intenta mantenerse lo másdesapasionadamente posible alejado delmundo. (Como dijo un bromista en unaocasión: «Siempre puede distinguirse alcientífico en un club de striptease,

porque es el único que examina alpúblico».) Pero ahora, por primera vez,vemos que es imposible separar alobservador del observado. Como señalóuna vez Max Planck: «La ciencia nopuede resolver el misterio definitivo dela Naturaleza. Y es porque en últimotérmino nosotros mismos somos partedel misterio que intentamosresolver»[12].

El problema del gato

Erwin Schrödinger, artífice de laecuación de onda, pensó que este asuntoestaba yendo demasiado lejos. Confesóa Bohr que se arrepentía de haberpropuesto el concepto de onda si servía

para introducir el concepto deprobabilidad en la física.

Para demoler la idea de lasprobabilidades, propuso unexperimento. Imaginemos un gatoencerrado en una caja. Dentro de la cajahay una botella de gas venenoso,conectada a un martillo, que a su vezestá conectado a un contador Geigercolocado cerca de una pieza de uranio.Nadie discute que la descomposiciónradiactiva del átomo de uranio es unsuceso meramente cuántico cuyopróximo evento no se puede predecir.Digamos que hay un 50% deposibilidades de que un átomo de uraniose desintegre en el próximo segundo.Pero, si lo hace, pone en marcha el

contador Geiger, que acciona elmartillo, que rompe el vidrio y mata algato. Antes de abrir la caja, esimposible decir si el gato está vivo omuerto. En realidad, para describir algato, los físicos añaden la función deonda del gato vivo y del gato muerto, esdecir, ponemos al gato en un mundoimaginario en el que está un 50% muertoy un 50% vivo simultáneamente.

Ahora abrimos la caja. Tan prontocomo miramos su interior realizamosuna observación, la función de onda secolapsa y vemos que el gato está, porejemplo, vivo. Para Schrödinger, estoera una tontería. ¿Cómo puede un gatoestar muerto y vivo al mismo tiemposólo porque no lo hemos visto? ¿Existe

súbitamente en cuanto lo observamos? AEinstein tampoco le complacía estainterpretación. Siempre que teníainvitados en casa, les decía: mirad laLuna. ¿Existe súbitamente cuando lamira un ratón? Einstein creía que larespuesta era que no. Pero, en ciertosentido, la respuesta podría ser que sí.

Las cosas finalmente alcanzaron unpunto crítico en 1930, en unenfrentamiento histórico en laConferencia Solvay entre Einstein yBohr. Wheeler señalaría más tarde quehabía sido el mayor debate de la historiaintelectual. En treinta años, nunca habíatenido noticias de un debate entre dosgrandes hombres sobre un tema tanprofundo y con tan profundas

consecuencias para la comprensión deluniverso.

Einstein, siempre atrevido,descarado y sumamente elocuente,propuso un aluvión de «experimentosmentales» para demoler la teoríacuántica. Bohr, que murmurabaincesantemente, se echaba atrás despuésde cada ataque. El físico Paul Ehrenfestobservó: «Para mí fue maravilloso estarpresente en los diálogos entre Bohr y E.E., como un jugador de ajedrez, conejemplos siempre nuevos. Una especiede movimiento perpetuo del segundotipo, decidido a romper laincertidumbre. Bohr, envuelto siempreen una nube de humo filosófico,buscando las herramientas para destruir

un ejemplo tras otro. Einstein como unacaja de sorpresas con su muñeco aresorte renovado cada mañana. ¡Oh, fuemaravilloso! Pero yo estoy casi sinreservas a favor de Bohr y contra E.Ahora éste se comporta con Bohrexactamente como los paladines de lasimultaneidad absoluta se comportaroncon él»[13].

Finalmente, Einstein propuso unexperimento que pensó que daría elgolpe de gracia a la teoría cuántica.Imaginemos una caja que contenga ungas de fotones. Si la caja tiene undisparador, se puede soltar brevementeun solo fotón. Como uno puede medir lavelocidad del disparador con precisión,y también puede medir la energía del

fotón, se podrá determinar el estado deéste con precisión infinita, infringiendoasí el principio de incertidumbre.

Ehrenfest escribió: «Para Bohr,aquello fue un duro golpe. En aquelmomento, no veía solución alguna.Estuvo extremadamente apagado toda lanoche, iba de una persona a otraintentando convencerlas de que eso nopodía ser verdad, porque si E. teníarazón, significaba el fin de la física.Pero no se le ocurría ninguna refutación.Nunca olvidaré la visión de los dosoponentes saliendo del club de launiversidad. Einstein, una figuramajestuosa, andando airoso con unasonrisa ligeramente irónica en la cara, yBohr trotando a su lado extremadamente

preocupado»[14].Cuando más tarde Ehrenfest vio a

Bohr, lo encontró enmudecido de rabia;lo único que podía hacer era murmuraruna y otra vez la misma palabra:«Einstein... Einstein... Einstein».

Al día siguiente, después de unanoche intensa sin dormir, Bohr consiguióencontrar un pequeño fallo en laargumentación de Einstein. Después deemitir el fotón, la caja era ligeramentemenos pesada, porque la materia y laenergía eran equivalentes. Esosignificaba que la caja se aligerabalevemente por la gravedad, ya que laenergía tiene peso, según la propiateoría de la gravedad de Einstein. Peroesto introducía la incertidumbre en la

energía del fotón. Si uno calculabaentonces la incertidumbre en el peso yen la velocidad del disparador,encontraba que la caja obedecíaexactamente al principio deincertidumbre. De hecho, Bohr habíausado la teoría de la gravedad delpropio Einstein para rebatirlo. Bohrhabía salido victorioso. Einstein fuederrotado.

Dicen que, cuando más tardeEinstein se quejó de que «Dios no juegaa los dados con el mundo», Bohr lecontestó: «Deja de decirle a Dios lo quetiene que hacer». Finalmente, Einsteinadmitió que Bohr había rebatido susargumentos con éxito, y escribió: «Estoyconvencido de que esta teoría contiene

sin ninguna duda un fragmento de verdaddefinitiva»[15]. (A pesar de todo,Einstein desdeñaba a los físicos que noapreciaban las sutiles paradojasinherentes a la teoría cuántica. En unaocasión escribió: «Desde luego, hoy endía cualquier granuja cree tener larespuesta, pero se engaña»[16].)

Después de éste y otros encendidosdebates con físicos cuánticos, Einsteinfinalmente cedió, pero adoptó unenfoque diferente. Reconoció que lateoría cuántica era correcta, pero sólodentro de determinado dominio, sólocomo aproximación a la verdad real.Del mismo modo que la relatividadgeneralizaba (pero no destruía) la teoríade Newton, él quería integrar la teoría

cuántica en una teoría más general y máspotente, la teoría del campo unificado.

(Este debate entre Einstein ySchrödinger, por un lado, y Bohr yHeisenberg, por otro, no puededesestimarse fácilmente, porque ahoraestos «experimentos mentales» puedenrealizarse en el laboratorio. Aunque loscientíficos no pueden hacer que un gatoaparezca tanto muerto como vivo,pueden manipular átomos individualescon la nanotecnología. Hace poco, estosendiablados experimentos se realizaroncon una Buckyball que contenía sesentaátomos de carbono, de modo que el«muro» imaginado por Bohr que separagrandes objetos de objetos cuánticos sedesmorona rápidamente. Los físicos

experimentales incluso piensan ahora enqué se necesitaría para demostrar que unvirus, consistente en miles de átomos,puede estar en dos lugares al mismotiempo.)

La bomba

Desgraciadamente, las discusionessobre estas deliciosas paradojas sevieron interrumpidas con la llegada deHitler al poder en 1933 y la carrera porla construcción de una bomba atómica.Se sabía desde hacía años, a través de lafamosa ecuación de Einstein E = mc²,que había un inmenso almacén deenergía encerrado en el átomo. Pero lamayoría de los físicos desdeñaban laidea de llegar a utilizar jamás esta

energía. Incluso Ernest Rutherford, elhombre que descubrió el núcleo delátomo, dijo: «La energía producida porla desintegración del átomo es algo muypobre. Quien diga que espera una fuentede energía de la transformación de estosátomos dice tonterías»[17].

En 1939, Bohr hizo un viajefatídico a los Estados Unidos y aterrizóen Nueva York para encontrarse con sudiscípulo John Wheeler. Le llevabanoticias que no auguraban nada bueno:Otto Hahn y Lise Meitner habíandemostrado que el núcleo de uraniopodía dividirse en dos, liberandoenergía en un proceso llamado «fisión».Bohr y Wheeler empezaron a calcular ladinámica cuántica de la fisión nuclear.

Como en la teoría cuántica todo escuestión de probabilidad y posibilidad,estimaron la probabilidad de que unneutrón rompiera el núcleo de uranio,liberando dos o más neutrones, quedespués fisionarían otros núcleos deuranio, los cuales, acto seguido,liberarían aún más neutrones, y asísucesivamente, produciendo unareacción en cadena capaz de devastaruna ciudad moderna. (En la mecánicacuántica, nunca se sabe si un neutrónparticular fisionará un átomo de uranio,pero puede calcularse con una exactitudincreíble la probabilidad de que milesde millones de átomos de uraniofisionen formando una bomba. Éste es elpoder de la mecánica cuántica.)

Sus cálculos cuánticos indicaronque la bomba atómica podía llegar a serposible. Dos meses después, Bohr,Eugene Wigner, Leo Szilard y Wheelerse reunieron en el antiguo despacho deEinstein en Princeton para comentar lasposibilidades de una bomba atómica.Bohr creía que se necesitarían losrecursos de toda una nación paraconstruir la bomba. (Unos años mástarde, Szilard convencería a Einstein deescribir la fatídica carta al presidenteFranklin Roosevelt en la que leexhortaba a construir la bomba atómica.)

Aquel mismo año, los nazis,conscientes de que la liberacióncatastrófica de energía a partir delátomo de uranio les daría un arma

invencible, ordenaron a Heisenberg, eldiscípulo de Bohr, que creara la bombaatómica para Hitler. De la noche a lamañana las discusiones sobre laprobabilidad cuántica de la fisiónadquirieron una gravedad mortal ypusieron en la picota el destino de lahumanidad. Las discusiones sobre laprobabilidad de encontrar gatos vivospronto serían reemplazadas por las de laprobabilidad de fisionar el uranio.

En 1941, con la invasión nazi degran parte de Europa, Heisenberg hizoun viaje secreto para ver a su antiguomentor, Bohr, en Copenhague. Lanaturaleza precisa de la reunión todavíaestá rodeada de misterio, y sobre ella sehan escrito obras de teatro que han

ganado premios, si bien loshistoriadores todavía debaten sucontenido. ¿Se ofreció Heisenberg parasabotear la bomba atómica nazi, ointentó reclutar a Bohr para fabricarla?Seis décadas después, en 2002, granparte del misterio sobre las intencionesde Heisenberg fue finalmente desveladocuando la familia de Bohr publicó lacarta que Bohr escribió a Heisenberg enla década de 1950 pero que nunca envió.En esta carta, Bohr recordaba queHeisenberg le había dicho en la reuniónque la victoria nazi era inevitable y,como era imposible evitar al gigantenazi, lo más lógico era que Bohrtrabajase para los nazis[18].

Bohr estaba consternado,

absolutamente horrorizado. Temblando,se negó a permitir que su trabajo sobrela teoría cuántica cayera en manos delos nazis. Como Dinamarca estaba bajocontrol nazi, Bohr planeó una fugasecreta en avión, y estuvo a punto deasfixiarse por falta de oxígeno en suvuelo hacia la libertad.

Mientras tanto, en la Universidadde Columbia, Enrico Fermi habíademostrado que era factible unareacción nuclear en cadena. Después dellegar a esta conclusión, echó unamirada sobre la ciudad de Nueva York ytomó conciencia de que una sola bombapodría destruir todos aquellos famososedificios que se perfilaban contra elhorizonte. Wheeler, consciente de lo

mucho que estaba en juego, dejóPrinceton voluntariamente y se reuniócon Fermi en el sótano de Stagg Field,en la Universidad de Chicago, dondejuntos construyeron el primer reactornuclear e inauguraron oficialmente la eranuclear.

Durante la década siguiente,Wheeler fue testigo de algunos de losavances más trascendentales en la guerraatómica. Durante la guerra, ayudó asupervisar la construcción de la colosalReserva Hanford en el estado deWashington, que produjo el plutoniocrudo necesario para construir la.sbombas que devastarían Nagasaki. Unosaños después, trabajó en la bomba deeste tipo y fue testigo de la explosión de

la primera bomba de hidrógeno en 1952y la devastación que provocó cuando sedejó caer un fragmento de Sol sobre unapequeña isla del Pacífico. Pero, despuésde haber estado en la vanguardia de lahistoria del mundo durante una década,Wheeler volvió a su primer amor, losmisterios de la teoría cuántica.

Suma de caminos

Uno de los muchos alumnos deWheeler después de la guerra fueRichard Feynman, que tropezó con lamanera quizá más simple pero tambiénmás profunda de resumir lascomplejidades de la teoría cuántica.(Una consecuencia de esta idea lereportaría a Feynman el premio Nobel

en 1965.) Digamos que queremosatravesar andando la habitación. SegúnNewton, tomaremos simplemente elcamino más corto, de A a B, llamado el«camino clásico». Pero, según Feynman,primero tendríamos que considerartodos los caminos posibles que conectanlos puntos A y B, es decir, los caminosque nos llevan a Marte, a Júpiter, a laestrella más cercana, incluso loscaminos que vuelven atrás en el tiempo,hasta el big bang. Aunque los caminossean una locura o de lo másestrambótico, hay que considerarlos.Entonces Feynman asignó un número acada camino, dando una serie precisa denormas para calcular este número.Milagrosamente, sumando estos números

de todos los caminos posibles, seencuentra la probabilidad de ir andandodel punto A al punto B que da lamecánica cuántica estándar.

Feynman encontró que la suma deestos números de caminos, que eranestrambóticos e infringían las leyes de ladinámica de Newton, normalmente seanulaba para dar un total pequeño. Estoera el origen de las fluctuacionescuánticas; es decir, representabancaminos cuyas sumas eran muypequeñas. Pero también encontró que elcamino newtoniano más lleno de sentidocomún era el que no se anulaba y, portanto, daba el total más grande; era elcamino con la mayor probabilidad. Así,nuestra idea llena de sentido común del

universo físico es simplemente el estadomás probable entre un número infinitode estados. Pero coexistimos con todoslos estados posibles, algunos de loscuales nos remontan a la era de losdinosaurios, a la supernova más cercanay a los confines del universo. (Estoscaminos estrambóticos crean pequeñasdesviaciones del camino en sentidonewtoniano, pero afortunadamente seasocian a una probabilidad muy baja.)

Dicho de otro modo, por raro queparezca, cada vez que uno atraviesa lahabitación, de algún modo su cuerpo«huele» todos los caminos posibles pordelante del tiempo, incluso aquellos quese extienden a los quásares distantes y albig bang, y entonces los suma.

Utilizando la poderosa matemática delas llamadas «integrales funcionales»,Feynman demostró que el caminonewtoniano es simplemente el caminomás probable, no el único. En un tour deforce matemático, Feynman fue capaz dedemostrar que esta imagen, porasombrosa que pueda parecer, equivaleexactamente a la mecánica cuánticaordinaria. (En realidad, Feynman fuecapaz de ofrecer una derivación de laecuación de onda de Schrödingerutilizando este enfoque.)

El valor de la «suma de caminos»de Feynman es que hoy, cuandoformulamos las teorías GUT, lainflación o incluso la teoría de cuerdas,utilizamos el punto de vista de la

«integral de camino» de Feynman. Estemétodo se enseña ahora en todas lasuniversidades del mundo y es conventaja la manera más vigorosa yconveniente de formular la teoríacuántica. (Yo utilizo el enfoque de laintegral de camino de Feynman todos losdías en mi propia investigación. Cadaecuación que escribo está escrita enfunción de esta suma de caminos.Cuando estudié por primera vez el puntode vista de Feynman en la universidad,mi imagen mental del universo cambióde arriba a abajo. Intelectualmente,entendí las matemáticas abstractas de lateoría cuántica y la relatividad general,pero lo que alteró mi visión del mundofue la idea de que, en cierto sentido, yo

huelo los caminos que me llevan a Marteo a las estrellas distantes cuando recorrola habitación. De pronto, tuve unaextraña imagen mental nueva de mímismo viviendo en un mundo cuántico.Empecé a darme cuenta de que la teoríacuántica es mucho más extraña que lasendiabladas consecuencias de larelatividad.)

Cuando Feynman desarrolló estaformulación chocante, Wheeler, queestaba en la Universidad de Princeton,corrió al Instituto de EstudiosAvanzados que estaba aliado parahablar con Einstein y convencerlo de laelegancia y el vigor de esta nuevaimagen. Wheeler le contó conentusiasmo la nueva teoría de las

integrales de camino de Feynman.Wheeler no era plenamente conscientede lo raro y estrambótico que debíasonarle todo aquello a Einstein. Mástarde, Einstein meneó la cabeza y repitióque seguía sin creer que Dios jugara alos dados con el mundo. Reconoció quepodía estar equivocado, pero tambiénestaba seguro de que se había ganado elderecho a equivocarse.

El amigo de Wigner

La mayoría de los físicos encogenlos hombros y levantan las manoscuando se les enfrenta a las endiabladasparadojas de la mecánica cuántica. Parala mayoría de científicos practicantes, lamecánica cuántica es una serie de

recetas de libro de cocina que proveelas probabilidades correctas con unaexactitud asombrosa. Como ha dichoJohn Polkinghorne, el físico convertidoen cura: «La mecánica cuántica mediano es más filosófica que la mecánicamedia del motor»[19].

Sin embargo, algunos de lospensadores más profundos de la físicahan luchado con estas cuestiones. Porejemplo, hay vanas maneras de resolverel problema del gato de Schrödinger. Laprimera, defendida por el Nobel EugeneWigner y otros, es que la concienciadetermina la existencia. Wigner haescrito que «no era posible formular lasleyes de la mecánica cuántica de unamanera plenamente coherente sin

referirse a la conciencia [delobservador] [...] el estudio del mundoexterno llevaba a la conclusión de que elcontenido de la conciencia es larealidad definitiva»[20]. O, comoescribió una vez el poeta John Keats:«Nada se vuelve real hasta que seexperimenta»[21].

Pero si hago una observación, ¿quéva a determinar el estado en el queestoy? Eso significa que alguien mástiene que observarme a mí para colapsarmi función de onda. Esto recibe a vecesel nombre de «el amigo de Wigner».Pero también significa que alguien tieneque observar al amigo de Wigner, y alamigo del amigo de Wigner, y asísucesivamente. ¿Hay una conciencia

cósmica que determina toda la secuenciade amigos observando todo el universo?

Un físico que cree firmemente en elpapel central de la conciencia es AndreiLinde, uno de los fundadores deluniverso inflacionario.

Como ser humano, noconozco ningún sentido en elque pueda decir que eluniverso está aquí en ausenciade observadores. Estamosjuntos, el universo y nosotros.Si me dices que el universoexiste sin observadores, nopuedo encontrar ningúnsentido en ello. No puedoimaginar una teoría coherente

del todo que ignore laconciencia. Un mecanismo degrabación no puederepresentar el papel de unobservador, porque ¿quiénleerá lo que está escrito eneste mecanismo? A fin de queveamos que ocurre algo, yque nos digamos uno a otroque ocurre algo, necesitamostener un universo,necesitamos tener unmecanismo de grabación ynos necesitamos a nosotros.[...] En ausencia deobservadores, nuestrouniverso está muerto.[22]

Según la filosofía de Linde, los

fósiles de dinosaurio no existenrealmente hasta que los vemos. Pero,cuando los vemos, aparecen como sihubieran existido hace millones de años.(Los físicos que mantienen este punto devista procuran señalar que esta imagenes experimentalmente coherente con unmundo en el que los fósiles dedinosaurio tienen en realidad millonesde años.)

(Algunas personas a quienes lesdisgusta introducir la conciencia en lafísica afirman que una cámara puedehacer una observación de un electrón y,por tanto, las funciones de onda puedencolapsar sin recurrir a los seres

conscientes. Pero ¿quién dice entoncessi la cámara existe? Es necesaria otracámara para observar a la primera y unatercera para observar a la segunda, adinfinitum. Así pues, introducir cámarasno responde la pregunta de cómocolapsan las funciones de onda).

Decoherencia

Una manera de resolverparcialmente algunas de estas espinosascuestiones que ha adquirido popularidadentre los físicos es la llamada«decoherencia». Fue formulada porprimera vez por el físico alemán DieterZeh en 1970. Se dio cuenta de que en elmundo real no se puede separar al gatode su entorno. El gato está en contacto

constante con las moléculas del aire, lacaja e incluso los rayos cósmicos quepasan a través del experimento. Estasinteracciones, por pequeñas que sean,afectan radicalmente a la función deonda: si la función de onda se veperturbada, por poco que sea, ésta separte súbitamente en dos funciones deonda del gato muerto o el gato vivo, quedejan de interaccionar. Zeh demostróque una colisión con una sola moléculade aire era suficiente para colapsarla,obligando a la separación permanente delas funciones de onda del gato muerto yel gato vivo, que ya no puedencomunicarse uno con otro. Dicho de otromodo, antes incluso de abrir la caja, elgato ha estado en contacto con

moléculas de aire y, por tanto, está yavivo o muerto.

Zeh hizo la observación clave quese había pasado por alto: para que elgato estuviera al mismo tiempo vivo ymuerto, la función de onda del gatomuerto y la del gato vivo deberían estarvibrando casi en sincronización exacta,un estado llamado «coherencia». Pero,experimentalmente, esto es casiimposible. Crear objetos coherentes quevibren al unísono en el laboratorio esextremadamente difícil. (En la práctica,es difícil conseguir que vibrencoherentemente más de un puñado deátomos a causa de la interferencia delmundo exterior.) En el mundo real, losobjetos interaccionan con el entorno, y

la interacción más ligera con el mundoexterior puede perturbar las dosfunciones de onda, lo cual haría que, acontinuación, empezase la«decoherencia», es decir, la pérdida dela sincronización y separación. Zehdemostró que una vez las dos funcionesde onda dejan de vibrar en fase una conotra, éstas dejan de interaccionar unacon otra.

Muchos mundos

De entrada, la decoherencia suenamuy satisfactoria, porque la función deonda no se colapsa por la conciencia,sino por las interacciones aleatorias conel mundo extenor. Pero sigue sinresolver la cuestión fundamental que

preocupaba a Einstein: ¿cómo «elige» lanaturaleza en qué estado se colapsa?Cuando una molécula de aire golpea algato, ¿quién o qué determina el estadofinal de éste? Sobre esta cuestión, lateoría de la de coherencia simplementeafirma que las dos funciones de onda seseparan y no interaccionan, pero noresponde a la pregunta original: ¿el gatoestá vivo o muerto? En otras palabras, lade coherencia hace innecesaria laconciencia en la mecánica cuántica, perono resuelve la cuestión clave quepreocupaba a Einstein: ¿cómo elige lanaturaleza el estado final del gato?Sobre esta cuestión, la teoría de la decoherencia guarda silencio.

Sin embargo, hay una extensión

natural de la decoherencia que resuelveesta cuestión y actualmente estáconsiguiendo mucha aceptación entre losfísicos. Este segundo enfoque fuepromovido por otro de los discípulos deWheeler, Hugh Everett III, que comentóla posibilidad de que tal vez el gatopudiera estar vivo y muerto al mismotiempo pero en dos universos diferentes.Cuando Everett terminó su tesis doctoralen 1957, apenas tuvo impacto. Sinembargo, a lo largo de los años, empezóa aumentar el interés por lainterpretación de «muchos mundos».Hoy en día, ha generado una marea deinterés renovado en las paradojas de lateoría cuántica.

En esta interpretación radicalmente

nueva, el gato está vivo y muerto almismo tiempo porque el universo se hapartido en dos. En un universo, el gatoestá muerto; en otro, está vivo. Enrealidad, en cada coyuntura cuántica, eluniverso se divide por la mitad, en unasecuencia interminable de división deuniversos. Todos los universos sonposibles en este guión, cada uno tan realcomo el otro. Los que viven en cadauniverso podrían protestarvigorosamente diciendo que su universoes el real y que todos los demás sonimaginarios o fraudulentos. Estosuniversos paralelos no son mundosfantasmagóricos con una existenciaefímera; dentro de cada universo,tenemos el aspecto de objetos sólidos y

acontecimientos concretos y tanobjetivos como los otros.

La ventaja de esta interpretación esque podemos omitir la condiciónnúmero tres, el colapso de la función deonda. Las funciones de onda nuncacolapsan, simplemente siguenevolucionando, dividiéndose siempre enotras funciones de onda, en un árbolinterminable en el que cada ramarepresenta todo un universo. La granventaja de la teoría de muchos mundoses que es más sencilla que lainterpretación de Copenhague: norequiere el colapso de la función deonda. El precio que pagamos es queahora tenemos universos que se dividencontinuamente en millones de ramas. (A

algunos les parece difícil mantener elrastro de toda esta proliferación deuniversos. Sin embargo, la ecuación deonda de Schrödinger lo haceautomáticamente. Siguiendosimplemente la evolución de la ecuaciónde onda, uno encuentra inmediatamentetodas las demás ramas de la onda.)

Si esta interpretación es correcta,en este mismo instante nuestro cuerpocoexiste con las funciones de onda deunos dinosaurios enzarzados en uncombate mortal. Coexistiendo en lahabitación donde estamos está la funciónde onda de un mundo en el que losalemanes ganaron la Segunda GuerraMundial, en el que deambulanalienígenas del espacio exterior, en el

que no habríamos nacido. Los mundosd e El hombre en el castillo yDimensión desconocida están entre losuniversos existentes en nuestra sala deestar. El truco es que ya no podemosinteraccionar con ellos, porque están endecoherencia con nosotros.

Como ha dicho Alan Guth: «Hay ununiverso en el que Elvis sigue vivo»[23].El físico Frank Wilczek ha escrito: «Nosronda la conciencia de que un númeroinfinito de copias con ligerasvariaciones de nosotros mismos vivensus vidas paralelas y que en cadamomento surgen más duplicados yadoptan nuestros muchos futurosalternativos»[24]. Apunta que la historiade la civilización griega, y, por tanto,

del mundo occidental podría haber sidodiferente si Helena de Troya no hubierasido una belleza tan cautivadora yhubiera tenido una horrible verruga en lanariz. «Bueno, las verrugas puedenaparecer por mutaciones de células, amenudo provocadas por la exposición alos rayos ultravioleta del sol» Siguediciendo: «Conclusión: hay muchos,muchos mundos en los que Helena deTroya tenía una verruga en la punta de lanariz».

Me hace pensar en el pasaje de laobra clásica de ciencia ficción de OlafStapl edon, Hacedor de estrellas:«Siempre que una criatura se enfrentabaa varios cursos de acción posible, lostomaba todos, creando de este modo

muchas [...] historias distintas delcosmos. Como en cada secuenciaevolutiva del cosmos había muchascriaturas y cada una se enfrentabaconstantemente a muchos cursosposibles, y las combinaciones de todossus cursos eran innumerables, unainfinidad de universos distintos seexfolian de cada momento de cadasecuencia temporal»[25].

Nuestro pensamiento se tambaleacuando nos damos cuenta de que, segúnesta interpretación de la mecánicacuántica, todos los mundos posiblescoexisten con nosotros. Aunque podríannecesitarse agujeros de gusano paraalcanzar estos mundos alternativos, estasrealidades cuánticas existen en la misma

habitación en la que vivimos nosotros.Coexisten con nosotros allí dondevamos. La cuestión clave es: si esto esverdad, ¿por qué no vemos estosuniversos alternativos en nuestra sala deestar? Aquí es donde entra ladecoherencia: nuestra función de ondaestá en de coherencia con estos otrosmundos (es decir, las ondas ya no estánen fase unas con otras). Ya no estamosen contacto con ellas. Eso significa quehasta la menor contaminación con elentorno impedirá que las variasfunciones de onda interaccionan una conotra. (En el capítulo 11 menciono unaposible excepción de esta norma, en laque los seres inteligentes pueden sercapaces de viajar entre realidades

cuánticas.)¿Parece esto demasiado raro para

ser posible? El premio Nobel StevenWeinberg equipara esta teoría deluniverso múltiple a la radio. A nuestroalrededor, hay cientos de ondas de radiodiferentes que se emiten desde emisorasdistantes. En cualquier momento dado,nuestra oficina, coche o sala de estarestá llena de estas ondas de radio. Sinembargo, si conectamos la radio,podremos escuchar sólo una frecuenciacada vez; estas otras frecuencias estánen decoherencia y dejan de estar en faseuna con otra. Cada estación tiene unaenergía diferente, una frecuenciadiferente. Como resultado, nuestra radiosólo puede sintonizar una emisora cada

vez.Del mismo modo, en nuestro

universo estamos «sintonizados» en unafrecuencia que corresponde a la realidadfísica. Pero hay un número infinito derealidades paralelas que coexisten connosotros en la misma habitación, aunqueno podamos «sintonizarlas». Aunqueestos mundos son muy parecidos, cadauno tiene una energía diferente. Y comocada mundo consiste en billones debillones de átomos, esto significa que ladiferencia de energía puede ser muygrande. Como la frecuencia de estasondas es proporcional a su energía(según la ley de Planck), esto significaque las ondas de cada mundo vibran afrecuencias diferentes y no pueden

interaccionar entre ellas. A efectosprácticos, las ondas de estos mundosvarios no interaccionan ni se influyenunas a otras.

Sorprendentemente, los científicos,al adoptar este extraño punto de vista,pueden rederivar todos los resultadosdel enfoque de Copenhague sin tenersiquiera que colapsar la función deonda.

Dicho de otro modo, losexperimentos hechos con lainterpretación de Copenhague o lainterpretación de muchos mundos danexactamente los mismos resultadosexperimentales. El colapso de la funciónde onda de Bohr es matemáticamenteequivalente al contacto con el entorno.

En otras palabras, el gato deSchrödinger puede estar muerto y vivoal mismo tiempo si de algún modopodemos aislar al gato de la posiblecontaminación de cada átomo o rayocósmico. Desde luego, esto esprácticamente imposible. Una vez elgato entra en contacto con un rayocósmico, las funciones de onda del gatomuerto y el gato vivo precipitan la decoherencia y parece como si la funciónde onda se hubiera colapsado.

«It from bit»

Con todo este interés renovado porel problema de la medición en la teoríacuántica, Wheeler se ha convertido en elanciano venerable de la física cuántica y

aparece en numerosas conferencias en suhonor. Ha llegado incluso a ser saludadocomo una especie de gurú por losdefensores de la Nueva Era, que sesienten fascinados por la cuestión de laconciencia en la física. (No obstante, élno siempre ve con agrado estasasociaciones. En una ocasión, constatócon disgusto que compartía programacon tres parapsicólogos. Rápidamenteemitió un comunicado en el que, entreotras cosas, decía: «Donde hay humo,hay humo»[26].)

Tras observar setenta años lasparadojas de la teoría cuántica, Wheeleres el primero en admitir que no tienetodas las respuestas. Sigue cuestionandosiempre sus planteamientos. Cuando se

le pregunta por el problema de lamedición en la mecánica cuántica, dice:«Esta cuestión me está volviendo loco.Confieso que a veces me tomo con unaseriedad del 100% la idea de que elmundo es producto de la imaginación y,otras veces, que el mundo existeindependientemente de nosotros. Sinembargo, suscribo de todo corazón lassiguientes palabras de Leibniz: "Elmundo puede ser un fantasma y laexistencia un mero sueño, pero un sueñoo un fantasma bastante real si aplicandobien la razón nunca nos vemosengañados por ella"»[27].

Hoy en día, la teoría de los muchosmundos o de la decoherencia estáadquiriendo popularidad entre los

físicos. Pero a Wheeler le preocupa querequiera «demasiado exceso deequipaje». Está acariciando la idea dedar otra explicación más al problemadel gato de Schrödinger. Se trata de unateoría poco ortodoxa, a la que denomina«It from bit», que empieza con lapresunción de que la información está enla raíz de toda existencia. Cuandomiramos a la Luna, una galaxia o unátomo, su esencia, según afirma él, seencuentra en la información almacenadadentro de ellos. Pero esta informaciónempieza a existir cuando el universo seobserva a sí mismo. Dibuja un diagramacircular que representa la historia deluniverso. Al principio del universo, ésteempezó a existir porque fue observado.

Esto significa que it (la materia en eluniverso) empezó a existir cuando seobservó la información (bit) deluniverso. Llama a esto el «universoparticipativo», la idea de que eluniverso se adapta a nosotros del mismomodo que nosotros nos adaptamos a él,que nuestra mera presencia lo haceposible. (Como no hay un consensouniversal sobre el problema de lamedición en la mecánica cuántica, lamayoría de los físicos prefieren esperara ver qué pasa con esta teoría.)

La computación cuántica y lateleportación

Estas discusiones filosóficaspueden parecer completamente fútiles,

desprovistas de cualquier aplicaciónpráctica en nuestro mundo. En lugar dedebatir cómo pueden bailar muchosángeles en la cabeza de un alfiler, losfísicos cuánticos debaten, según parece,en cuántos sitios puede estar un electrónal mismo tiempo.

Sin embargo, éstas no son lasreflexiones ociosas de los académicosen su torre de marfil. Es posible que undía tengan la aplicación más práctica detodas: dirigir las economías del mundo.Un día, la riqueza de naciones enteraspuede depender de las sutilezas del gatode Schrödinger. En ese momento, a lomejor nuestros ordenadores estaráncalculando en universos paralelos. Casitoda la infraestructura de nuestros

ordenadores se basa hoy en día entransistores de silicio. La ley de Moore,que establece que la potenciainformática se dobla cada dieciochomeses, es posible por nuestra capacidadde grabar transistores cada vez máspequeños en los chips de siliciomediante rayos de radiaciónultravioleta. Aunque la ley de Moore harevolucionado el paisaje tecnológico, nopuede seguir para siempre. El chipPentium más avanzado tiene una láminade veinte átomos de espesor. Dentro dequince o veinte años, los científicos talvez estén calculando sobre láminas dequizá cinco átomos de diámetro. A estasdistancias increíblemente pequeñas,tenemos que abandonar la mecánica

newtoniana y adoptar la mecánicacuántica, donde entra en acción elprincipio de incertidumbre deHeisenberg. En consecuencia, ya nosabremos exactamente dónde está elelectrón. Esto significa que seproducirán cortocircuitos cuando loselectrones se vean empujados fuera delos aislantes y semiconductores en lugarde quedarse dentro de ellos.

En el futuro, alcanzaremos loslímites de grabación en láminas desilicio. La era del silicio pronto llegaráa su fin. Quizá será el preludio de la eracuántica. Silicon Valley [«Valle deSilicio»] podría convertirse en elCinturón de Óxido. Un día quizá nosveamos obligados a calcular sobre los

propios átomos, introduciendo unanueva arquitectura para los equiposinformáticos. Los ordenadores de hoy endía se basan en el sistema binario: losnúmeros se forman a partir de ceros yunos. Sin embargo los átomos puedentener su spin orientado hacia arriba,hacia abajo o a un lado, indistintamente.Los bits de ordenador (0 y 1) pueden serreemplazados por «qubits» (algo entre 0y 1), convirtiendo la computacióncuántica en una herramienta mucho máspotente que los ordenadores comunes.

Un ordenador cuántico, porejemplo, podría sacudir los fundamentosde la seguridad internacional.Actualmente, los grandes bancos, lascorporaciones multinacionales y los

países industrializados codifican sussecretos mediante complejos algoritmosinformáticos. Muchos códigos secretosse basan en factorizar grandes números.Se necesitarían siglos, por ejemplo, paraque un ordenador normal factorizase unnúmero que contuviera un centenar dedígitos. Pero, para un ordenadorcuántico, estos cálculos pueden serrealizados sin esfuerzo; podríandescifrar los códigos secretos de lasnaciones del mundo.

Para ver cómo funciona unordenador cuántico, digamos quealineamos una serie de átomos, con susspins apuntando en una dirección en uncampo magnético. A continuacióndirigimos un rayo láser hacia ellos, de

modo que muchos de los spins cambiande dirección cuando el rayo láser serefleja en ellos. Midiendo la luz de láserreflejada, habremos registrado unaoperación matemática compleja, graciasa la dispersión de luz desde los átomos.Si calculamos este proceso utilizando lateoría cuántica, siguiendo a Feynman,deberemos añadir todas las posicionesposibles de los átomos, girando en todaslas direcciones posibles. Incluso unsencillo cálculo cuántico, que tomaríauna fracción de segundo, sería casiimposible de realizar en un ordenadorestándar, por mucho tiempo que se leconcediera.

En principio, como ha subrayadoDavid Deutsch, de Oxford, esto significa

que cuando utilicemos ordenadorescuánticos, tendremos que sumar todoslos universos paralelos posibles.Aunque no podemos establecer contactodirectamente con estos universosalternativos, un ordenador atómicopodría calcularlos utilizando los estadosde spin existentes en universosparalelos. (Aunque nosotros ya nosomos coherentes con los otrosuniversos de nuestra sala de estar, losátomos de un ordenador cuántico estándiseñados para vibrar coherentemente yal unísono.)

Si bien el potencial de losordenadores cuánticos esverdaderamente sorprendente, en lapráctica los problemas también son

enormes. En el presente el récordmundial del número de átomosutilizados en un ordenador cuántico esde siete. En el mejor de los casos, en unordenador cuántico podemos multiplicartres por cinco para conseguir quince, locual es poco impresionante. Para que unordenador cuántico sea competitivoincluso con un portátil normal,necesitaríamos cientos, quizá millonesde átomos vibrando coherentemente.Como incluso la colisión con una solamolécula de aire podría hacer que losátomos perdieran la coherencia, tendríanque darse unas condicionesextraordinariamente limpias para aislarlos átomos de prueba del entorno. (Paraconstruir un ordenador cuántico que

exceda la velocidad de los ordenadoresmodernos se necesitarían de miles amillones de átomos, por lo que lacomputación cuántica está todavía aunas décadas de distancia.)

Teleportación cuántica

En última instancia, puede haberotra aplicación práctica para ladiscusión aparentemente inútil de losfísicos sobre los universos cuánticosparalelos: la teleportación cuántica. El«transportador» utilizado en Star Trek yotros programas de ciencia ficción paratransportar personas y equipo a travésdel espacio parece una maneramaravillosa de recorrer distanciasinmensas. Pero, a pesar de lo atractiva

que es, la idea de la teleportación haconfundido a los físicos porque pareceviolar el principio de incertidumbre.Haciendo una medición en un átomo, seperturba el estado del átomo y, portanto, no puede hacerse una copiaexacta.

Pero en 1993 los científicosencontraron una fisura en este argumentoa través del llamado «enmarañamientocuántico». Se basa en un viejoexperimento propuesto en 1935 porEinstein y sus colegas Boris Podolsky yNathan Rosen (la llamada «paradojaEPR») para demostrar hasta qué punto lateoría cuántica es una locura. Digamosque hay una explosión y dos electronesvuelan en direcciones opuestas,

viajando casi a la velocidad de la luz.Como los electrones pueden girar comouna peonza, partimos de la base de queestán correlacionados: es decir; si unelectrón tiene su eje de giro orientadohacia arriba, el otro lo tiene hacia abajo(de modo que el spin total es cero). Sinembargo, antes de hacer una medición,no sabemos en qué dirección gira cadaelectrón.

Ahora esperemos varios años. Unavez transcurridos, los dos electronesestán a muchos años luz de distancia. Sihacemos una medición del spin de unelectrón y encontramos que su eje degiro apunta hacia arriba,instantáneamente sabemos que el otroelectrón se encuentra girando hacia

abajo (y viceversa). En realidad, elhecho de que el electrón se encuentregirando hacia arriba obliga al otroelectrón a girar hacia abajo. Estosignifica que ahora sabemos algo sobreun electrón a muchos años luz dedistancia, al instante. (La información,por lo que parece, ha viajado másdeprisa que la velocidad de la luz, enaparente violación de la relatividadespecial de Einstein.) Mediante un sutilrazonamiento, Einstein pudo demostrarque, haciendo mediciones sucesivas enun par, podría infringirse el principio deincertidumbre. Más importante es quedemostró que la mecánica cuántica esmás rara de lo que nadie había previsto.

Hasta entonces, los físicos creían

que el universo era local, que lasperturbaciones en una parte del universosólo se esparcían localmente desde lafuente. Einstein demostró que lamecánica cuántica es esencialmente nolocal: las perturbaciones desde unafuente pueden afectar instantáneamente adistintas partes del universo. Einstein lollamó una «espeluznante acción adistancia», lo que le parecía absurdo.Así pues, su deducción fue que la teoríacuántica tiene que ser errónea.

(Los críticos de la mecánicacuántica consiguieron resolver laparadoja de Einstein-Podolsky-Rosenpartiendo de la base de que, si nuestrosinstrumentos fueran lo bastantesensibles, podrían determinar hacia qué

lado giran los electrones. Laincertidumbre aparente en el spin yposición de un electrón era una ficción,debido a que nuestros instrumentos erandemasiado rudimentarios. Introdujeronel concepto llamado «variablesocultas»; es decir, debe haber una teoríasubcuántica oculta, en la que no hayincertidumbre en absoluto, basada ennuevas variables llamadas «variablesocultas».)

Las espadas estaban en alto en1964 cuando el físico John Bell hizopasar la prueba de fuego a la paradojaEPR y las variables ocultas. Demostróque si uno realizaba el experimentoEPR, debía haber una correlaciónnumérica entre los spins de los dos

electrones, dependiendo de qué teoríausaba. Si la teoría de las variablesocultas era correcta, como creían losescépticos, los spins deberían estarcorrelacionados de una manera. Si lamecánica cuántica era correcta, losspins deberían estar correlacionados deotra manera. Dicho de otro modo, lamecánica cuántica (la base de toda lafísica atómica moderna) se afianzaría ocaería sobre la base de un soloexperimento.

Pero los experimentos handemostrado concluyentemente queEinstein se equivocaba. A principios dela década de 1980, en Francia, AlanAspect y otros colegas realizaron elexperimento EPR con dos detectores a

13 metros de distancia, que medían losspins de los fotones emitidos por átomosde calcio. En 1997, el experimento EPRfue realizado con detectores separadospor 11 kilómetros. En ambas ocasionesganó la teoría cuántica. Una determinadaforma de conocimiento viaja realmentemás rápido que la luz. (Aunque Einsteinse equivocó en el experimento EPR,tenía razón en la cuestión más amplia dela comunicación más rápida que la luz.El experimento EPR, aunque permitesaber algo instantáneamente sobre elotro lado de la galaxia, no nos permiteenviar un mensaje de este modo. Nopodemos, por ejemplo, enviar un códigomorse. En realidad, un «transmisorEPR» enviaría sólo señales aleatorias,

ya que los spins que medimos sonaleatorios cada vez que los medimos. Elexperimento EPR nos permite adquiririnformación sobre el otro lado de lagalaxia, pero no nos permite transmitirinformación útil, es decir, no aleatoria.)

A Bell le gustaba describir elefecto utilizando el ejemplo de unmatemático llamado Bertelsman. Éstetenía el extraño hábito de llevar siempreun calcetín verde en un pie y uno azul enel otro, en orden aleatorio. Si un día unoveía que llevaba un calcetín azul en elpie izquierdo, sabía, con la rapidez delrayo, que el otro calcetín era verde.Pero el hecho de saberlo no le permitíacomunicar información de este modo.Revelar información es diferente de

enviarla. El experimento EPR nosignifica que podamos comunicarinformación a través de la telepatía, elviaje más rápido que la luz, o el viaje enel tiempo, pero significa que esimposible separarnos completamente dela unicidad del universo.

Nos obliga a mantener una imagendiferente de nuestro universo. Hay un«entrelazamiento» cósmico entre cadaátomo de nuestro cuerpo y los átomosque se encuentran a años luz dedistancia. Como toda la materia procedede una sola explosión, el big bang, encierto sentido los átomos de nuestrocuerpo están vinculados con algunosátomos del otro lado del universo, enalguna especie de red cuántica cósmica.

Las partículas enmarañadas son encierto modo como gemelos unidostodavía por un cordón umbilical (sufunción de onda) que puede tener undiámetro de años luz. Lo que le pasa aun miembro afecta automáticamente alotro y, así, el conocimiento queconcierne a una partícula puede revelarinstantáneamente conocimiento sobre supareja. Las parejas enredadas actúancomo si fueran un solo objeto, aunquepueden estar separadas por una largadistancia. (Más exactamente, como lasfunciones de onda de las partículas en elbig bang estuvieron en otros tiemposconectadas y eran coherentes, susfunciones de onda podrían estar todavíaparcialmente conectadas miles de

millones de años después del big bang,de modo que las perturbaciones en unaparte de la función de onda puedeninfluir a otra parte distante de la funciónde onda.)

En 1993, los científicospropusieron utilizar el concepto deenmarañamiento EPR con el fin deproporcionar un mecanismo para lateleportación cuántica. En 1997 y 1998,científicos de Cal Tech, la Universidadde Aarhus de Dinamarca y laUniversidad de Gales hicieron laprimera demostración experimental deteleportación cuántica cuando un únicofotón fue teleportado a través del tablerode una mesa. Samuel Braunstein, de laUniversidad de Gales, que formaba

parte de este equipo, ha comparado lospares enmarañados a unos amantes «quese conocen tan bien que puedenresponder uno por otro aunque lessepare una larga distancia»[28].

(Los experimentos de teleportacióncuántica requieren tres objetos,llamados A, B Y C. Pensemos que B y Cson dos gemelos que están enmarañados.Aunque B y C puedan estar separadospor una larga distancia, siguenenmarañados uno con otro. Ahorahagamos que B establezca contacto conA, que es el objeto a teleportar. B«explora» a A, de modo que lainformación contenida en A estransferida a B. Esta informacióndespués es transferida automáticamente

al gemelo C. Así, C se convierte en unaréplica exacta de A.)

El progreso en la teleportacióncuántica avanza con rapidez. En 2003,los científicos de la Universidad deGinebra, en Suiza, pudieron transportarfotones a una distancia de 2 kilómetros através de cable de fibra óptica. Fotonesde luz (con una longitud de onda de 1,3mm) en un laboratorio fueronteleportados a fotones de luz de unalongitud de onda diferente (1,55 mm) enotro laboratorio conectado a este largocable. Nicolas Gisin, un físico de esteproyecto, ha dicho: «Posiblemente,dentro del ciclo de mi vida seteleportarán objetos más grandes, comouna molécula, pero realmente los

objetos grandes no son teleportablesutilizando tecnologías previsibles».

En 2004 hubo otro avancesignificativo cuando los científicos delInstituto Nacional de Standards yTecnología (NIST) teleportaron no sóloun cuanto de luz, sino un átomo entero.Enmarañaron con éxito tres átomos deberilio y pudieron transferir lascaracterísticas de uno a otro, un granlogro.

Las aplicaciones prácticas de lateleportación cuántica sonpotencialmente enormes, aunque deberíaapuntarse que hay varios problemasprácticos. En primer lugar, el objetooriginal queda destruido en el proceso,por lo que no pueden hacerse copias

exactas del objeto teleportado. Sólo esposible una copia. En segundo lugar, nose puede teleportar un objeto más rápidoque la luz. La relatividad todavía tienevigor, incluso para teleportacióncuántica. (Para teleportar el objeto A alobjeto C, todavía se necesita un objetoB intermedio que los conecte a ambos yque viaje a una velocidad menor que lade la luz.) En tercer lugar, quizá lalimitación más importante a lateleportación cuántica es la misma a laque se enfrenta la computación cuántica:los objetos en cuestión tienen que sercoherentes. El mínimo contacto con elentorno destruirá la teleportacióncuántica. Pero es concebible que duranteel siglo XXI pueda teleportarse el

primer virus.Teleportar un ser humano puede

plantear otros problemas. Braunsteinobserva: «De momento, el punto clavees la cantidad de información implicada.Incluso con los mejores canales decomunicación que pudiéramos concebiren este momento, transferir toda estainformación costaría todo el tiempo devida del universo».

La función de onda del universo

Pero quizá la realización definitivade la teoría cuántica puede llegarcuando apliquemos la mecánica cuánticano sólo a fotones individuales sino atodo el universo. Stephen Hawking habromeado con que siempre que oye

hablar del problema del gato, echa manoa su pistola. Ha propuesto su propiasolución al problema: tener una funciónde onda de todo el universo. Si todo eluniverso es parte de la función de onda,no hay necesidad de un observador (quedebe estar fuera del universo).

En la teoría cuántica, toda partículaestá asociada con una onda. La onda, asu vez, nos dice la probabilidad deencontrar la partícula en un punto. Sinembargo, el universo, en su primerajuventud, era más pequeño que unapartícula subatómlca. Por tanto, quizásel propio universo tiene una función deonda. Como el electrón puede existir enmuchos estados al mismo tiempo, ycomo el universo era más pequeño que

un electrón, quizás el universo tambiénexistía simultáneamente en muchosestados, descritos por una función desuperonda.

Ésta es una variación de la teoríade muchos mundos: no hay necesidad deinvocar a un observador cósmico quepueda observar todo el universo almismo tiempo. Pero la función de ondade Hawking es bastante diferente de lade Schrödinger. En la función de ondade este último, en cada punto delespacio-tiempo hay una función de onda.En la función de onda de Hawking, paracada universo hay una onda. En lugar dela función psi de Schrödinger quedescribe todos los estados posibles delelectrón, Hawking introduce una función

psi que representa todos los estadosposibles del universo. En la mecánicacuántica ordinaria, el electrón existe enel espacio ordinario. Sin embargo, en lafunción de onda del universo, la funciónde onda existe en el «superespacio», elespacio de todos los universos posibles,introducido por Wheeler.

Esta función de onda maestra (lamadre de todas las funciones de onda)no obedece a la ecuación deSchrödinger (que sólo funciona paraelectrones individuales), sino a laecuación de Wheeler-De Witt, quefunciona para todos los universosposibles. A principios de la década de1990, Hawking escribió que era capazde resolver parcialmente su función de

onda del universo y demostrar que eluniverso más probable era uno con unaconstante cosmológica menguante. Estetrabajo provocó cierta controversiaporque dependía de sumar todos losuniversos posibles. Hawking realizóesta suma incluyendo los agujerosnegros que conectan nuestro universocon todos los universos posibles.(Imaginemos un mar infinito de pompasde jabón flotando en el aire, todasconectadas por finos filamentos oagujeros de gusano, y después todasunidas.)

En última instancia, se plantearondudas sobre el ambicioso método deHawking. Se señaló que la suma detodos los universos posibles era

matemáticamente poco fidedigna, almenos hasta que tuviéramos una «teoríadel todo» que nos guiara. Hasta que seconstruya una teoría del todo, loscríticos han afirmado que no es posibleconfiar en ninguno de los cálculos sobrelas máquinas del tiempo, agujeros degusano, el instante del big bang y lasfunciones de onda del universo.

Sin embargo, actualmente decenasde físicos creen que hemos encontradofinalmente la teoría del todo, aunquetodavía no en su forma final: la teoría decuerdas o la teoría M. ¿Nos permitirá«leer la Mente de Dios» como creíaEinstein?

7. Teoría M: la madrede todas las cuerdas

Para alguien que pudieraentender el Universo desde unpunto de partida unificado,toda la creación le pareceríauna única verdad y necesidad.

J. D'Alembert

Tengo la sensación deque estamos tan cerca de lateoría de cuerdas que —enlos momentos de mayor

optimismo— me imagino quecualquier día puede caer delcielo la forma final de lateoría y aterrizar en el regazode alguien. Pero, en plan másrealista, siento que estamosen el proceso de construcciónde una teoría mucho másprofunda que ninguna de lasque hemos tenido hasta ahora,y que, bien entrado el sigloXXI, cuando yo seademasiado viejo para tenerideas útiles sobre el tema, losfísicos más jóvenes tendránque decidir si realmentehemos encontrado la teoríadefinitiva.

Edward Witten

El hombre invisible, la novela

clásica de H. G. Wells del año 1897,empieza con una curiosa historia. Unfrío día de invierno, llega de laoscuridad un forastero con una extrañaindumentaria. Lleva la cara totalmentecubierta: gafas azul oscuro y vendasblancas cubriéndole el rostro.

Al principio, la gente del pueblosiente lástima por él pensando que hasufrido un horrible accidente. Peroempiezan a pasar cosas raras en elpueblo. Un día, la patrona entra en lahabitación vacía del visitante y lanza ungrito al ver que la ropa se mueve sola.Ve sombreros bailando por la

habitación, sábanas que se elevan porlos aires, sillas que se mueven y «losmuebles enloquecidos», como recuerdaella luego con horror.

Pronto empiezan a correr miles derumores sobre estos sucesos tan pocohabituales. Finalmente, un grupo deciudadanos se reúne y decideenfrentarse al misterioso extranjero.Para su sorpresa, el hombre empieza aquitarse lentamente las vendas. Todo elmundo está horrorizado. Sin las vendas,la cara del forastero ha desaparecido.En realidad, el hombre es invisible. Seproduce el caos y la gente se pone agritar ya chillar. Los ciudadanos intentanperseguir al hombre invisible, pero él seesfuma sin dificultades.

Después de cometer una serie dedelitos menores, el hombre invisiblebusca a un viejo conocido y le cuentauna historia notable. Su verdaderonombre es Griffen, del UniversityCollege. Aunque empezó estudiandomedicina, dio con una manerarevolucionaria de cambiar laspropiedades refractivas y reflectoras dela piel. Su secreto es la cuartadimensión. Le dice al doctor Kemp:«Encontré un principio general [...] unafórmula, una expresión geométrica queimplicaba cuatro dimensiones»[1].

Tristemente, en lugar de utilizareste gran descubrimiento para ayudar ala humanidad, sólo piensa en robar y enlo que puede llegar a ganar. Le propone

a su amigo que actúe como cómplice.Juntos, le dice, podrán saquear elmundo. Pero el amigo está horrorizado yrevela a la policía la presencia delseñor Griffen. Esto lleva a unapersecución final a raíz de la cual elhombre invisible queda mortalmenteherido.

Como ocurre en las mejoresnovelas de ciencia ficción, hay ungermen de ciencia en muchas historiasde H. G. Wells. Cualquier persona quepueda acceder a la cuarta dimensiónespacial (o lo que hoy se llama la quintadimensión, con el tiempo en la cuarta)puede volverse realmente invisible eincluso puede asumir los poderes quenormalmente se atribuyen a fantasmas y

dioses. Imaginemos, por el momento,que una raza de seres míticos puedehabitar el mundo bidimensional de untablero de mesa, como en Planilandia,la novela que Edwin Abbot escribió en1884. Se ocupan de sus asuntos sin tenerconciencia de que un universo entero, latercera dimensión, los rodea.

Pero si un científico de Planilandiapudiese hacer un experimento que lepermitiera alzarse unos centímetrossobre la mesa, se volvería invisible,porque la luz le pasaría por debajo,como si él no existiera. Flotando justoencima de Planilandia, podría verdesplegarse los acontecimientos deabajo sobre el tablero de una mesa.Flotar en el hiperespacio tiene ventajas

decisivas, porque quien mirase haciaabajo desde el hiperespacio tendría lospoderes de un dios.

La luz no sólo pasaría por debajode él, haciéndolo invisible, sino que éltambién podría pasar por encima de losobjetos. Dicho de otro modo, podríadesaparecer cuando quisiera y atravesarlas paredes. Simplemente entrando en latercera dimensión, desaparecería deluniverso de Planilandia y, si saltasesobre el tablero de la mesa, serematerializaría súbitamente de la nada.Así pues, podría escapar de cualquiercárcel. Una cárcel en Planilandiaconsistiría en un círculo dibujadoalrededor de un prisionero, por lo quesería fácil simplemente saltar a la

tercera dimensión para salir fuera.Sería imposible mantener secretos

ante un hiperser de este tipo. El oroencerrado en una cámara acorazadapodría verse fácilmente desde laposición de la tercera dimensión, ya quela cámara acorazada no sería más que unrectángulo descubierto. Sería un juegode niños entrar en el rectángulo y sacarel oro sin siquiera romper la cámara.Sería posible la cirugía sin cortar lapiel.

De manera similar, H. G. Wellsquería transmitir la idea de que en unmundo de cuatro dimensiones, nosotrossomos los planilandeses, ignorantes delhecho de que justo encima de nosotrospodría haber planos superiores de

existencia. Creemos que nuestro mundoconsiste en todo lo que podemos ver,inconscientes de que puede haberuniversos enteros justo delante denuestras narices. Aunque pudiera haberotro universo suspendido a unoscentímetros de nosotros, flotando en lacuarta dimensión, parecería invisible.

Como un hiperser poseería lospoderes suprahumanos que suelenatribuirse a un fantasma o un espíritu, enotra historia de ciencia ficción H. G.Wells reflexionó sobre si los seressobrenaturales podían habitardimensiones superiores. Planteó unacuestión clave que todavía hoy es temade gran especulación e investigación:¿podría haber nuevas leyes de la física

en estas dimensiones superiores? En Lavisita maravillosa, una novela queescribió en 1895, la pistola de unvicario hiere accidentalmente a un ángelque resulta estar pasando por nuestradimensión. Por alguna razón cósmica,nuestra dimensión y un universo paralelocolisionan temporalmente y ello provocaque este ángel caiga en nuestro mundo.Contando la historia, Wells escribe:«Puede haber una serie de universostridimensionales yuxtapuestos»[2]. Elvicario interroga al ángel herido y sesorprende al descubrir que nuestrasleyes de la naturaleza no son aplicablesal mundo del ángel. En su universo, porejemplo, no hay planos, sino más biencilindros, de modo que el propio

espacio está curvado. (Más de veinteaños antes de la teoría de la relatividadgeneral, Wells empezaba a pensar en laexistencia de universos en superficiescurvadas.) Tal como dice el vicario:«Su geometría es diferente porque suespacio es curvo, de modo que todos losplanos son cilindros; su ley de lagravitación no concuerda con la ley decuadrados inversos y hay veinticuatrocolores primarios en lugar de sólo tres».Más de un siglo después de que Wellsescribiera su historia, los físicos hantomado conciencia de que podríanexistir nuevas leyes de la física, conseries diferentes de partículassubatómicas, átomos e interaccionesquímicas en universos paralelos. (Como

veremos en el capítulo 9, se estánllevando a cabo varios experimentospara detectar la presencia de universosparalelos que podrían estar suspendidosjusto encima del nuestro.)

El concepto de hiperespacio haintrigado a artistas, músicos, místicos,teólogos y filósofos, especialmentedesde principios del siglo XX. Según lahistoriadora del arte Linda DalrympleHenderson, el interés de Pablo Picassopor la cuarta dimensión influyó en lacreación del cubismo. (Los ojos de lasmujeres que pintó nos mirandirectamente, aunque sus narices apuntenhacia un lado, lo que nos permite verlasen su totalidad. De manera similar, unhiperser que nos mire desde arriba nos

verá enteros: frente, espalda y ladossimultáneamente.) En su famoso cuadroChristus Hypercubus, Salvador Dalípintó a Jesucristo crucificado frente a unhipercubo desplegado (o teseracto) decuatro dimensiones. En La persistenciade la memoria, Dalí intentó transmitir laidea del tiempo como la cuartadimensión con relojes fundidos. EnDesnudo bajando la escalera (n.º 2), deMarcel Duchamp, vemos un desnudo enmovimiento secuencial bajando lasescaleras, en otro intento de capturar lacuarta dimensión del tiempo en unasuperficie bidimensional.

La teoría M

Hoy en día, el misterio y la leyenda

que envuelve a la cuarta dimensión estánsiendo resucitados por una razóntotalmente diferente: el desarrollo de lateoría de cuerdas y su últimaencarnación, la teoría M.Históricamente, los físicos se hanresistido enérgicamente al concepto dehiperespacio; decían con menosprecioque las dimensiones superiores erancompetencia de místicos y charlatanes.Los científicos que proponíanseriamente la existencia de mundos novistos quedaban expuestos al ridículo.

Con la llegada de la teoría M, todoesto ha cambiado. Las dimensionessuperiores están ahora en el centro deuna profunda revolución en la físicaporque los físicos se ven obligados a

enfrentarse al mayor problema que seplantea hoy en día en esta disciplina: elabismo que se abre entre la relatividadgeneral y la teoría cuántica.Sorprendentemente, estas dos teoríascomprenden la suma total de todo elconocimiento físico sobre el universo alnivel fundamental. En el presente, sólola teoría M tiene la capacidad deunificar estas dos grandes teorías deluniverso, aparentemente contradictorias,en un todo coherente para crear una«teoría del todo». De todas las teoríaspropuestas en el siglo pasado, la únicacandidata con posibilidades de «leer laMente de Dios», como dijo Einstein, esla teoría M.

Sólo en el hiperespacio de diez u

once dimensiones tenemos «espaciosuficiente» para unificar todas lasfuerzas de la naturaleza en una solateoría elegante. Una teoría tan fabulosacomo ésta sería capaz de responder a laspreguntas eternas: ¿Qué pasó antes delprincipio? ¿Puede el tiempo serinvertido? ¿Pueden llevarnos a travésdel universo los pasadizosdimensionales? (Aunque sus críticosapuntan con razón que comprobar estateoría supera nuestra capacidadexperimental, hay una serie deexperimentos en curso que puedencambiar esta situación, como veremosen el capítulo 9.)

Todos los intentos de los últimoscincuenta años de crear una descripción

verdaderamente unificada del universohan terminado en un fracasoignominioso. Conceptualmente, es fácilde entender. La relatividad general y lateoría cuántica son diametralmenteopuestas en casi todos los aspectos. Larelatividad general es una teoría de lomuy grande: agujeros negros, big bangs,quásares y el universo en expansión. Sebasa en las matemáticas de lassuperficies suaves, como las sábanas ylas redes de las camas elásticas. Lateoría cuántica es exactamente locontrario, describe el mundo de lo muypequeño: átomos, protones y neutrones yquarks. A diferencia de la relatividad, lateoría cuántica establece que sólo puedecalcularse la probabilidad de sucesos,

por lo que nunca podemos saberexactamente dónde está situado unelectrón. Estas dos teorías se basan encálculos diferentes, presupuestosdiferentes, principios físicos diferentesy dominios diferentes. No essorprendente que todos los intentos deunificarlas hayan fracasado.

Muchos gigantes de la física —Erwin Schrödinger, Werner Heisenberg,Wolfgang Pauli y Arthur Eddington—después de Einstein han intentadoencontrar una teoría del campounificado, sólo para fracasarmiserablemente. En 1928, Einstein creóaccidentalmente un revuelo en la prensacon una versión anterior de su teoría delcampo unificado. El New York Times

incluso publicó partes del trabajo,incluyendo sus ecuaciones. Más de cienperiodistas se reunieron a las puertas desu casa. En una carta desde Inglaterra,Eddington le comentó a Einstein: «Tedivertirá saber que uno de nuestrosgrandes almacenes de Londres(Selfridges) ha puesto en el escaparatetu trabajo (las seis páginas pegadas unaal lado de la otra) para que puedanleerlo los transeúntes. Se reúnen grandesmultitudes para leerlo»[3].

En 1946, a Erwin Schrödingertambién le entró la fiebre y descubrió loque le pareció que era la legendariateoría del campo unificado.Presurosamente, hizo algo poco habitualpara su época (aunque hoy no es tan

raro): convocó una conferencia deprensa. Acudió a escucharle incluso elprimer ministro de Irlanda, Eamon DeValera. Cuando le preguntaron hasta quépunto estaba seguro de haber conseguidola teoría del campo unificado,Schrödinger contestó: «Creo que tengorazón. Si me equivoco, quedaré como unidiota»[4]. (El New York Times tuvoconocimiento finalmente de estaconferencia de prensa y envió elmanuscrito a Einstein y otros para que locomentaran. Con tristeza, Einstein se diocuenta de que Schrödinger habíaredescubierto una vieja teoría que élmismo había propuesto y rechazadoaños atrás. Einstein envió una respuestaeducada, pero Schrödinger se sintió

humillado.)En 1958, el físico Jeremy Bernstein

asistió a una conferencia en laUniversidad de Columbia en la queWolfgang Pauli presentó su versión dela teoría del campo unificado, quedesarrolló junto con Werner Heisenberg.Niels Bohr, que se hallaba entre elpúblico, no quedó impresionado.Finalmente, Bohr se levantó y dijo: «Losde aquí detrás estamos convencidos deque su teoría es una locura. Lo que nosdivide es el grado de locura de suteoría»[5].

Pauli supo de inmediato lo quequería decir Bohr: que la teoría deHeisenberg-Pauli era demasiadoconvencional, demasiado ordinaria para

ser la teoría del campo unificado. «Leerla Mente de Dios» requeriría introducircálculos e ideas radicalmente diferentes.

Muchos físicos están convencidosde que detrás de todo hay una teoríasencilla, elegante y convincente que, sinembargo, es lo bastante loca y absurdapara ser verdad. John Wheeler señalaque, en el siglo XIX, explicar la inmensadiversidad de la vida que se encuentraen la Tierra parecía imposible, peroentonces Charles Darwin introdujo lateoría de la selección natural, y una solateoría proporcionó la arquitectura paraexplicar el origen y la diversidad detoda la vida en la Tierra.

El premio Nobel Steven Weinbergutiliza una analogía diferente. Después

de Colón, los mapas que detallan lastemerarias hazañas de los primerosexploradores europeos indicaban quetenía que haber un «polo norte», pero nohabía prueba directa de su existencia.Como todos los mapas de la Tierramostraban un gran espacio vacío dondedebía encontrarse el polo norte, losprimeros exploradores simplementepresumieron que debía de existir,aunque ninguno de ellos lo hubieravisitado todavía. De manera similar, losfísicos actuales, como los primerosexploradores, tienen grandes pruebasindirectas que apuntan a la existencia deuna teoría del todo, aunque de momentono haya un consenso universal sobrecuál es esta teoría.

Historia de la teoría de cuerdas

Una teoría que sin duda es «lo

bastante loca» para ser la teoría delcampo unificado es la teoría de cuerdaso teoría M, que posiblemente tiene lahistoria más extraña de todas las quepueden encontrarse en los anales de lafísica. Fue descubierta casi poraccidente, aplicada al problemaerróneo, relegada a la oscuridad ysúbitamente resucitada como una teoríadel todo. Y, a fin de cuentas, como esimposible hacer pequeños ajustes sindestruir la teoría, será o bien una «teoríadel todo», o bien una «teoría de lanada».

La razón de esta extraña historia es

que la teoría de cuerdas haevolucionado hacia atrás. Normalmente,en una teoría como la relatividad, unoempieza con principios físicosfundamentales; más tarde, estosprincipios son reducidos a una serie deecuaciones básicas clásicas y,finalmente, se calculan las fluctuacionescuánticas de estas ecuaciones. La teoríade cuerdas evolucionó hacia atrás,empezando con el descubrimientoaccidental de su teoría cuántica; losfísicos todavía se preguntan quéprincipios físicos pueden guiar la teoría.

El origen de la teoría se remonta a1968, cuando dos jóvenes físicos dellaboratorio nuclear del CERN, enGinebra, Gabriele Veneziano y Mahiko

Suzuki, hojeaban independientemente unlibro de matemáticas y se encontraroncon la función de Euler Beta, una oscuraexpresión matemática del siglo XVIII,descubierta por Leonard Euler, queparecía describir el mundo subatómico.Se quedaron asombrados contemplandoaquella fórmula matemática abstractaque parecía describir la colisión de dospartículas mesón ? a energías enormes.El modelo Veneziano pronto creósensación en la física y de él derivaronliteralmente cientos de artículos queintentaban generalizarlo para describirlas fuerzas nucleares.

En otras palabras, la teoría sedescubrió por puro accidente. EdwardWitten, del Instituto de Estudios

Avanzados (que muchos creen que fue elmotor creativo de los asombrososavances de la teoría), ha dicho: «Porderecho propio, los físicos del siglo XXno deberían haber tenido el privilegiode estudiar esta teoría. Por derechopropio, la teoría de cuerdas no deberíahaber sido inventada»[6].

Recuerdo vívidamente laconmoción que causó la teoría. En aqueltiempo, yo estudiaba física en Berkeley,en la Universidad de California, yrecuerdo haber visto a los físicos moverla cabeza afirmando que la física no eraaquello. En el pasado, la física solíabasarse en observaciones de lanaturaleza cuidadosamente detalladas,se formulaban algunas hipótesis

parciales, se comprobabaminuciosamente la idea comparándolacon los datos y después se repetíatediosamente el proceso, una y otra vez.La teoría de cuerdas era un método quese basaba simplemente en adivinar larespuesta. No parecía posible quehubiera fórmulas mágicas tanimponentes.

Como las partículas subatómicasno pueden verse ni siquiera con nuestrosmejores instrumentos, los físicos hanrecurrido a un método brutal pero eficazpara analizarlas, haciéndolas colisionarcon energías enormes. Se han gastadomiles de millones de dólares paraconstruir grandes «colisionadores deátomos» o aceleradores de partículas,

que tienen muchos kilómetros dediámetro y que generan rayos departículas subatómicas que colisionanunas con otras. Los físicos analizandespués, meticulosamente, los restos dela colisión. El objetivo de este procesoexasperante y arduo es construir unaserie de números, llamados «matriz dedispersión» o «matriz S». Este conjuntode números es crucial porque codificaen su interior toda la información de lafísica subatómica; es decir, si se conocela matriz S, pueden deducirse todas laspropiedades de las partículaselementales.

Uno de los objetivos de la físicaelemental es predecir la estructuramatemática de la matriz S para las

interacciones fuertes, un objetivo tandifícil que algunos físicos creían quesuperaba los conocimientos de la física.Es fácil imaginarse la sensación causadapor Veneziano y Suzuki cuandosimplemente dedujeron la matriz Shojeando un libro de matemáticas.

El modelo era un «bicho»completamente distinto de lo que sehabía visto hasta entonces.Normalmente, cuando alguien proponeuna nueva teoría (como la de losquarks), los físicos intentan retocarla,cambiando parámetros simples (comolas masas de las partículas o las fuerzasacopladas). Pero el modelo Venezianoestaba tan bien construido que la mínimaperturbación en sus simetrías básicas

arruinaba toda la fórmula. Como en unapieza de cristal delicadamentetrabajada, cualquier intento de alterar suforma la rompía.

De los cientos de artículos quemodificaron trivialmente susparámetros, destruyendo de este modosu belleza, no ha sobrevivido ninguno.Los únicos que todavía se recuerdan sonlos que intentaban entender por qué lateoría funcionaba; es decir, los queintentaban revelar sus simetrías.Finalmente, los físicos se convencieronde que la teoría no tenía parámetrosajustables de ningún tipo.

El modelo Veneziano, a pesar de lonotable que era, presentaba variosproblemas. En primer lugar, los físicos

eran conscientes de que se tratabasimplemente de una primeraaproximación a la matriz S final y queno daba toda la imagen. Bunji Sakita,Miguel Virasoro y Keiji Kikkawa,entonces en la Universidad deWisconsin, observaron que la matriz Spodía ser vista como una serie infinitade términos y que el modelo Venezianoera sólo el primer término y el másimportante de la serie. (Hablando enplata, cada término de la serierepresenta el número de maneras en quelas partículas pueden colisionar una conotra. Postularon algunas de las normasmediante las que se podían construir lostérminos superiores en su aproximación.Para mi tesis de doctorado, decidí

completar rigurosamente este programay construir todas las correccionesposibles del modelo Veneziano. Juntocon mi colega L. P. Yu, calculé la serieinfinita de términos de corrección parael modelo.)

Finalmente, Yoichiro Nambu, de laUniversidad de Chicago, y Tetsuo Goto,de la Universidad de Nihon,identificaron la característica clave quehacía funcionar el modelo: una cuerdavibrante. (También trabajaron en estalínea Leonard Susskind y HolgerNielsen.) Cuando una cuerdacolisionaba con otra cuerda, generabauna matriz S descrita por el modeloVeneziano. En esta imagen, cadapartícula no es nada más que una

vibración o nota en la cuerda.(Comentaré detalladamente esteconcepto más adelante.)

El progreso fue muy rápido. En1971, John Schwarz, André Neveu yPierre Ramond generalizaron el modelode cuerdas de modo que incluía unnuevo parámetro llamado «spin»,convirtiéndolo en un candidato realistapara las interacciones de partículas.(Todas las partículas subatómicas, comoveremos, parecen estar girando comouna peonza en miniatura. La cantidad despin de cada partícula subatómica, enunidades cuánticas, es o bien un enterocomo 0, 1, 2, o medio entero como 1/2,3/2. Sorprendentemente, la cuerda deNeveu-Schwarz-Ramond dio

exactamente esta pauta de spins.)Sin embargo, yo todavía me sentía

insatisfecho. El modelo de resonanciadual, como se le llamaba entonces, eraun conjunto suelto de viejas fórmulas yreglas generales. Toda la física de los150 años anteriores se había basado en«campos», desde que fueronintroducidos por primera vez por elfísico británico Michael Faraday.Pensemos en las líneas de camposmagnéticos creadas por un imán. Comouna telaraña, las líneas de fuerzaimpregnan todo el espacio. En cadapunto del espacio, puede medirse laenergía y dirección de las líneas defuerza magnéticas. De manera similar,un campo es un objeto matemático que

asume diferentes valores en cada puntodel espacio. Así, el campo mide laintensidad de la fuerza magnética,eléctrica o nuclear en cualquier puntodel universo. Por esta razón, ladescripción fundamental de laelectricidad, el magnetismo, la fuerzanuclear y la gravedad se basa encampos. ¿Por qué las cuerdas tendríanque ser diferentes? Lo que se necesitabaera una «teoría de campo de cuerdas»que permitiera resumir todo el contenidode la teoría en una sola ecuación.

En 1974, decidí abordar elproblema. Con mi colega KeijiKikkawa, de la Universidad de Osaka,obtuve con éxito la teoría de campo decuerdas. En una ecuación de apenas

cuatro centímetros de longitud conseguíresumir toda la información contenidadentro de la teoría de cuerdas[7]. Unavez formulada, tuve que convencer a lacomunidad de físicos de su potencia ybelleza. Aquel verano asistí a unaconferencia de física teórica en elCentro Aspen de Colorado y di unseminario ante un grupo reducido peroselecto de físicos. Me sentía bastantenervioso: entre el público había dospremios Nobel, Murray Gell-Mann yRichard Feynman, ambos famosos porsus preguntas agudas y penetrantes que amenudo hacían enrojecer al orador. (Enuna ocasión, cuando Steven Weinbergdaba una charla, dibujó en la pizarra unángulo llamado «ángulo Weinberg» en

su honor y escribió en él la letra W.Feynman le preguntó entonces quésignificaba la W de la pizarra. CuandoWeinberg iba a contestar, Feynman gritó«¡Wrong!», lo cual provocó la carcajadadel público. Seguramente Feynmandivirtió al público, pero Weinberg rió elúltimo. Este ángulo representaba unaparte crucial de la teoría de Weinbergque unía las interaccioneselectromagnética y débil, lo quefinalmente le valdría el premio Nobel.)

En mi charla, subrayé que la teoríade campo de cuerdas produciría laaproximación más sencilla y completa ala teoría de cuerdas, que eraprincipalmente un conjunto variopintode fórmulas inconexas. Con la teoría de

campo de cuerdas, toda la teoría podíaresumirse en una sola ecuación deapenas cuatro centímetros de longitud:todas las propiedades del modeloVeneziano, todos los términos de laaproximación de la perturbación infinitay todas las propiedades de las cuerdasgiratorias podrían derivar de unaecuación que cabría en una galleta de lasuerte. Subrayé las simetrías de la teoríade cuerdas que le daban su belleza ypoder. Cuando las cuerdas se mueven enel espacio-tiempo, barren dossuperficies bidimensionales que parecenuna cinta. La teoría sigue siendo lamisma con independencia de lascoordenadas que utilicemos paradescribir esta superficie bidimensional.

Nunca olvidaré que, después de lacharla, Feynman se me acercó y me dijo:«Puede ser que no esté del todo deacuerdo con la teoría de cuerdas pero lacharla que ha pronunciado es una de lasmás bellas que he oído en mi vida».

Diez dimensiones

Pero justo cuando empezaba adespegar, la teoría de cuerdas sedesarrolló rápidamente. ClaudeLovelace, de Rutgers, descubrió que elmodelo original de Veneziano tenía unpequeño defecto matemático que sólopodía eliminarse si el espacio-tiempotenía veintiséis dimensiones. De manerasimilar, el modelo de supercuerdas deNeveu, Schwarz y Ramond sólo podía

existir en diez dimensiones[8]. Estosorprendió a los físicos: era algo que nose había visto nunca en la historia de laciencia. En ningún otro lugarencontramos una teoría que seleccionesu propia dimensionalidad. Las teoríasde Newton y Einstein, por ejemplo,pueden formularse en cualquierdimensión. La famosa ley de la gravedaddel cuadrado inverso, por ejemplo,puede generalizarse en una ley del cuboinverso de cuatro dimensiones. Sinembargo, la teoría de cuerdas sólo podíaexistir en dimensiones específicas.

Desde un punto de vista práctico,esto era un desastre. Se creíauniversalmente que nuestro mundoexistía en tres dimensiones de espacio

(longitud, anchura y altura) y una detiempo. Admitir un universo de diezdimensiones significaba que la teoríaestaba al borde de la ciencia ficción.Los teóricos de cuerdas se convirtieronen el objetivo de los chistes. (JohnSchwarz recuerda que iba en el ascensorcon Richard Feynman y éste le dijo enbroma: «Bueno, John, ¿en cuántasdimensiones vives hoy?»[9].) Aunque losfísicos de cuerdas se esforzaron porintentar salvar el modelo, muriórápidamente. Sólo los más convencidossiguieron trabajando en la teoría.Durante este periodo, fue un esfuerzosolitario.

Dos convencidos que siguierontrabajando durante estos años difíciles

fueron John Schwarz, de Cal Tech, yJoël Scherk, de la École NormaleSupérieure de París. Hasta entonces, sesuponía que el modelo de cuerdas sólodescribía las interacciones nuclearesfuertes. Pero había un problema: elmodelo predecía una partícula que noocurría en las interacciones fuertes, unacuriosa partícula de masa cero queposeía un spin igual a 2. Todos losintentos de liberarse de esta molestapartícula habían fracasado. Cada vezque se intentaba eliminar esta partículade spin-2, el modelo colapsaba y perdíasus propiedades mágicas. De algúnmodo, esta partícula spin-2 indeseadaparecía contener el secreto de todo elmodelo.

Entonces Scherk y Schwarzhicieron una osada conjetura. Quizás eldefecto era en realidad una bendición.Si reinterpretaban esta molesta partículaspin-2 como el gravitón (una partículade gravedad que surgió de la teoría deEinstein), ¡la teoría realmenteincorporaba la teoría de la gravedad deEinstein! (En otras palabras, la teoría dela relatividad general de Einsteinemerge simplemente como la vibracióno nota más grave de la supercuerda.)Irónicamente, mientras en las otrasteorías cuánticas los físicos intentabanevitar denodadamente la inclusión decualquier mención a la gravedad, lateoría de cuerdas la exige. (Esto, enrealidad, es una de las características

atractivas de la teoría de cuerdas: quetenga que incluir la gravedad o, en casocontrario, la teoría no se sostiene.) Coneste salto tan audaz, los científicos sedieron cuenta de que el modelo de lascuerdas estaba siendo aplicadoincorrectamente al problema erróneo.No estaba pensado para ser una teoríasólo de interacciones nucleares fuertes,sino que era una teoría del todo. Comoha subrayado Witten, una característicaatractiva de la teoría de cuerdas es queexige la presencia de la gravedad.Mientras las teorías de campo estándarno han conseguido incorporar lagravedad durante décadas, en la teoríade cuerdas es obligatoria.

Sin embargo, la idea seminal de

Scherk y Schwarz fue universalmenteignorada. Para que la teoría de cuerdasdescribiera tanto la gravedad como elmundo subatómico, las cuerdas tendríanque ser sólo de 10-33 cm de longitud (la longitud

de Planck); en otras palabras, eran un billón de vecesmás pequeñas que un protón. Aquello era demasiadopara que lo aceptaran los físicos.

Pero, a mediados de la década de1980, otros intentos de una teoría delcampo unificado habían fracasado. Lasteorías que intentaban inocentementeincluir la gravedad en el modeloestándar se ahogaban en una ciénaga deinfinidades (que explicaré en breve).Cada vez que alguien intentaba casarartificialmente la gravedad con lasdemás fuerzas cuánticas, llevaba lateoría a incoherencias matemáticas que

la mataban. (Einstein creía que quizáDios no tuvo opción cuando creó eluniverso. Una razón de ello podría serque sólo hay una teoría que esté libre detodas estas incoherencias matemáticas.)

Había dos tipos de incoherenciasmatemáticas. La primera era elproblema de los infinitos. Normalmente,las fluctuaciones cuánticas sondiminutas. Los efectos cuánticos suelenser sólo una pequeña corrección de lasleyes de la dinámica de Newton. Es poreso que, en general, podemos ignorarlasen nuestro mundo macroscópico: sondemasiado pequeñas para que lasconstatemos. Sin embargo, cuando lagravedad se convierte en una teoríacuántica, estas fluctuaciones cuánticas se

vuelven en realidad infinitas, lo cual esabsurdo. La segunda incoherenciamatemática tiene que ver con las«anomalías»; pequeñas aberraciones enla teoría que surgen cuando añadimosfluctuaciones cuánticas a una teoría.Estas anomalías echan a perder lasimetría original de la teoría, robándoleasí su fuerza original.

Por ejemplo, pensemos en eldiseñador de un cohete que tiene quecrear un esbelto vehículo aerodinámicopara deslizarse por la atmósfera. Elcohete tiene que poseer una gransimetría para reducir la fricción yresistencia del aire (en este caso, lasimetría cilíndrica, para que el cohetesiga siendo el mismo cuando lo rotamos

alrededor de su eje.) Esta simetría sellama O(2). Pero hay dos problemaspotenciales. En primer lugar, como elcohete viaja a tan gran velocidad, seproducen vibraciones en las alas.Normalmente, estas vibraciones sonbastante pequeñas en los aeroplanossubsónicos. Sin embargo, al viajar avelocidades hipersónicas, estasfluctuaciones pueden crecer enintensidad y acabar rompiendo el ala.Divergencias similares acosan acualquier teoría cuántica de lagravedad[10]. Normalmente son tanpequeñas que pueden ignorarse, pero enuna teoría cuántica de la gravedad teexplotan en la cara.

El segundo problema con el cohete

es que pueden producirse grietasdiminutas en el casco. Estos defectosarruinan la simetría original O(2) delcohete. A pesar de ser tan diminutos,estos defectos pueden esparcirse yromper el casco. De manera similar,estas «grietas» pueden romper lassimetrías de una teoría de la gravedad.

Hay dos maneras de resolver estosproblemas. Una es poner parches, comoarreglar las grietas con cola y apuntalarlas alas con palos, esperando que elcohete no estalle en la atmósfera. Ésta esla aproximación que han hechohistóricamente la mayoría de físicos alintentar casar la teoría cuántica con lagravedad. Intentaban esconder estos dosproblemas debajo de la alfombra. La

segunda manera de actuar es empezar denuevo, con una nueva forma y nuevosmateriales exóticos que puedan soportarlas tensiones del viaje por el espacio.

Los físicos se han pasado décadasintentando poner parches a una teoríacuántica de la gravedad y sólo hanconseguido verse inútilmente abrumadospor nuevas divergencias y anomalías.Poco a poco vieron que la soluciónpodía ser abandonar el enfoque deparches y adoptar una teoría totalmentenueva[11].

La carroza de las cuerdas

En 1984, la marea contra la teoríade cuerdas de pronto cambió de sentido.

John Schwarz, de Cal Tech, y MikeGreen, a la sazón en el Queen Mary'sCollege de Londres, demostraron que lateoría de cuerdas estaba desprovista detodas las incoherencias que habíanacabado con muchas otras teorías. Losfísicos ya sabían que la teoría decuerdas estaba libre de divergenciasmatemáticas. Pero Schwarz y Greendemostraron que también estaba libre deanomalías. Como resultado, la teoría decuerdas se convirtió en la principal (yhoy única) candidata para una teoría deltodo.

De pronto, una teoría que se habíaconsiderado esencialmente muerta fueresucitada. De una teoría de la nada, lateoría de cuerdas de pronto pasaba a ser

una teoría del todo. Decenas de físicosintentaban desesperadamente leer losestudios sobre la teoría de cuerdas. Delos laboratorios de investigación detodo el mundo empezó a surgir unaavalancha de artículos. Los viejosartículos que estaban almacenandopolvo en los estantes de la biblioteca seconvirtieron en el tema más candente dela física. La idea de los universosparalelos, que se había consideradodemasiado extravagante, pasó al centrode la escena de la comunidad de lafísica, con cientos de conferencias yliteralmente decenas de miles deartículos dedicados al tema.

(A veces, las cosas se les iban delas manos, como cuando algunos físicos

se vieron afectados por la «fiebre delNobel». En agosto de 1991, la revistaDiscover llegó a sacar en portada elsensacional titular: «La nueva Teoríadel Todo: un físico se enfrenta al enigmacósmico definitivo». El artículo citaba aun físico que perseguía condesesperación la fama y la gloria: «Noes mi estilo ser modesto. Si estofunciona, representará un premioNobel»[12], se jactó. Cuando tuvo queresponder a la crítica de que la teoría decuerdas estaba todavía en su infancia,contestó: «Los grandes partidarios decuerdas dicen que tardaremoscuatrocientos años en demostrar lateoría, pero yo digo que es mejor que secallen».)

Había empezado la fiebre del oro.Finalmente, hubo una reacción

contra «la carroza de las supercuerdas».Un físico de Harvard adujo, con sorna,que la teoría de cuerdas no es enrealidad una rama de la física, sino unarama de las matemáticas puras o de lafilosofía, si no de la religión. El premioNobel Sheldon Glashow, de Harvard,encabezó el ataque, comparando lacarroza de las supercuerdas con elprograma de la Guerra de las Galaxias(que consume grandes recursos peronunca puede ser comprobada). Glashowha dicho que está muy contento de quetantos físicos jóvenes trabajen en lateoría de cuerdas, porque, dice, eso losmantiene alejados. Cuando le

preguntaron por el comentario de Wittende que la teoría de cuerdas podríadominar la física durante los próximoscincuenta años, del mismo modo que lamecánica cuántica dominó los últimoscincuenta, contestó que la teoría decuerdas dominará la física de la mismamanera que la teoría de Kaluza-Klein(que él considera una «chifladura»)dominó la física durante los últimoscincuenta años, es decir, nada. Intentóimpedir que la teoría de cuerdas entraraen Harvard, pero cuando la siguientegeneración de físicos se pasó a estateoría, incluso la voz solitaria de unpremio Nobel quedó rápidamenteahogada. (Harvard ha contratado desdeentonces a varios teóricos de cuerdas.)

Música cósmica

Einstein dijo en una ocasión que si

una teoría no ofrecía una imagen físicaque pudiera entenderla hasta un niño,probablemente era inútil.Afortunadamente, detrás de la teoría decuerdas hay una imagen física simple,una imagen basada en la música.

Según la teoría de cuerdas, si unotuviera un microscopio y pudieraobservar el centro de un electrón, novería una partícula puntual sino unacuerda vibrante. (La cuerda esextremadamente pequeña, mide lalongitud de Planck de 10-33 cm un trillón de

veces más pequeña que un protón, de modo que todaslas partículas subatómicas parecen un punto.) Si

pellizcáramos esta cuerda, la vibración cambiaría; elelectrón podría convertirse en un neutrino. Si lavolviéramos a pellizcar, podría convertirse en un quark.En realidad, si la pellizcásemos con bastante fuerza,podría convertirse en cualquiera de las partículassubatómicas conocidas. De este modo, la teoría decuerdas puede explicar sin esfuerzo por qué hay tantaspartículas subatómicas. Para hacer una analogía, enuna cuerda de violín las notas la, si o do sostenido noson fundamentales. Pulsando simplemente la cuerda dediferentes maneras, podemos generar todas las notasde la escala musical. El si bemol mayor, por ejemplo,no es más fundamental que el sol. Todas ellas no sonmás que las notas de una cuerda de violín. Del mismomodo, los electrones y los quarks no sonfundamentales, pero la cuerda sí. En realidad, todas lassubpartículas del universo pueden verse como nadamás que diferentes vibraciones de la cuerda. Las«armonías» de la cuerda son las leyes de la física.

Las cuerdas pueden interaccionarpartiéndose y volviéndose a unir,

creando de este modo las interaccionesque vemos entre electrones y protonesen los átomos. Así, mediante la teoría decuerdas, podemos reproducir todas lasleyes de la física atómica y nuclear. Las«melodías» que pueden escribirse sobrelas cuerdas corresponden a las leyes dela química. El universo puede verseahora como una inmensa sinfonía decuerdas.

La teoría de cuerdas no sóloexplica las partículas de la teoríacuántica como las notas musicales deluniverso, sino que también explica lateoría de la relatividad de Einstein: lavibración más grave de la cuerda, unapartícula de spin dos con masa cero,puede ser interpretada como el gravitón,

una partícula o cuanto de gravedad. Sicalculamos las interacciones de estosgravitones, encontramos exactamente lavieja teoría de la gravedad de Einsteinen forma cuántica. Cuando la cuerda semueve, se rompe y toma una formadistinta, pone enormes restricciones alespacio-tiempo. Cuando analizamosestas limitaciones, volvemos a encontrarla vieja teoría de la relatividad generalde Einstein. Así, la teoría de cuerdasexplica claramente la teoría de Einsteinsin ningún trabajo adicional. EdwardWitten ha dicho que, si Einstein nohubiera descubierto la relatividad, suteoría podría haber sido descubiertacomo producto secundario de la teoríade cuerdas. La relatividad general, en

cierto sentido, sale gratis.La belleza de la teoría de cuerdas

es que puede equipararse a la música.La música proporciona la metáforamediante la que podemos entender lanaturaleza del universo, tanto a nivelsubatómico como a nivel cósmico.Como escribió en una ocasión el célebreviolinista Yehudi Menuhin: «La músicacrea orden a partir del caos, porque elritmo impone unanimidad sobre lodivergente, la melodía imponecontinuidad sobre lo inconexo, y laarmonía impone compatibilidad a loincongruente»[13].

Einstein escribió que su búsquedade una teoría del campo unificado lepermitiría finalmente «leer la Mente de

Dios». Si la teoría de cuerdas escorrecta, vemos ahora que la Mente deDios representa la música cósmica queresuena a través del hiperespacio dediez dimensiones. Como dijo una vezGottfried Leibniz: «La música es elejercicio oculto de aritmética de un almaque no es consciente de que estácalculando»[14].

Históricamente, el vínculo entre lamúsica y la ciencia se forjó ya en elsiglo V antes de Cristo, cuando lospitagóricos descubrieron las leyes de laarmonía y las redujeron a matemáticas.Encontraron que el tono de la cuerdapulsada de una lira se relacionaba consu longitud. Si se doblaba la longitud dela cuerda de una lira, la nota descendía

una octava entera. Si la longitud de unacuerda se reducía en dos tercios, el tonosubía una quinta. Por tanto, las leyes dela música y de la armonía podíanreducirse a relaciones precisas entrenúmeros. No es sorprendente que ellema de los pitagóricos fuera: «Todaslas cosas son números». Originalmente,estaban tan encantados con esteresultado que se atrevieron a aplicarestas leyes de la armonía a todo eluniverso. Su esfuerzo fracasó por laenorme complejidad de la materia. Sinembargo, en cierto sentido, con la teoríade cuerdas, los físicos están volviendoal sueño pitagórico.

Al comentar este vínculo histórico,Jamie James dijo en una ocasión: «La

música y la ciencia se identificaron [enotro tiempo] tan profundamente quecualquiera que sugiriera que había unadiferencia esencial entre ellas habríasido considerado un ignorante, [peroahora] alguien que proponga que tienenalgo en común corre el riesgo de sertildado de ignorante por un grupo y dediletante por el otro; y, lo peor de todo,de popularizador por ambos»[15].

Problemas en el hiperespacio

Pero si las dimensiones superioresexisten realmente en la naturaleza y nosólo en las matemáticas puras, losteóricos de las cuerdas tienen queenfrentarse al mismo problema que

eludieron Theodor Kaluza y Felix Kleinen 1921 cuando formularon la primerateoría de dimensiones superiores:¿dónde están las dimensionessuperiores?

Kaluza, antes un matemáticoignorado, escribió una carta a Einsteinproponiéndole formular sus ecuacionesen cinco dimensiones (una de tiempo ycuatro de espacio). Matemáticamente, nohabía ningún problema, porque lasecuaciones de Einstein pueden serescritas trivialmente en cualquierdimensión. Pero la carta contenía unaobservación asombrosa: si uno separabamanualmente las piezas de cuatrodimensiones contenidas dentro de lasecuaciones de cinco dimensiones,

encontraba automáticamente, casi pormagia, la teoría de la luz de Maxwell.Dicho de otro modo, la teoría deMaxwell de la fuerza electromagnéticasale justamente de las ecuaciones degravedad de Einstein simplementeañadiendo una quinta dimensión. Aunqueno podemos ver la quinta dimensión,pueden formarse ondas en ella quecorresponden a ondas de luz. Es unresultado gratificante, porquegeneraciones de físicos e ingenieros hantenido que memorizar las difícilesecuaciones de Maxwell en los últimos150 años. Ahora estas ecuacionescomplejas surgen sin esfuerzo como lasvibraciones más sencillas que uno puedeencontrar en la quinta dimensión.

Imaginemos unos peces nadando enun estanque de aguas someras, justodebajo de los nenúfares, pensando quesu «universo» es sólo bidimensional.Nuestro mundo tridimensional puederesultar totalmente incomprensible paraellos. Pero hay una manera que lespermite detectar la presencia de latercera dimensión. Si llueve, pueden verclaramente las sombras de las ondasviajando por la superficie del estanque.De manera similar, no podemos ver laquinta dimensión, pero las ondas en laquinta dimensión se nos aparecen enforma de luz.

(La teoría de Kaluza era unarevelación bella y profunda sobre elpoder de la simetría. Se demostró más

tarde que, si añadimos aún másdimensiones a la vieja teoría de Einsteiny las hacemos vibrar, estas vibracionesde dimensiones superiores reproducenlos bosones W y Z y los gluones que seencuentran en las interaccionesnucleares débiles y fuertes. Si elprograma defendido por Kaluza eracorrecto, el universo es aparentementemucho más sencillo de lo que se habíapensado antes. Simplemente haciendovibrar las dimensiones superiores sereproducían muchas de las fuerzas quegobiernan el mundo.)

Aunque Einstein se quedósorprendido al ver este resultado, erademasiado bonito para ser verdad. A lolargo de los años, se descubrieron

problemas que hicieron inútiles lasideas de Kaluza. En primer lugar, lateoría estaba plagada de divergencias yanomalías, lo que es característico delas teorías cuánticas de la gravedad. Ensegundo lugar, había una pregunta físicamucho más inquietante: ¿por qué novemos la quinta dimensión? Cuandodisparamos flechas hacia el cielo, no lasvemos desaparecer en otra dimensión.Pensemos en el humo, que lentamenteimpregna todas las regiones del espacio.Como no se observa nunca que el humodesaparezca en una dimensión superior,los físicos se dieron cuenta de que lasdimensiones superiores, si es queexistían, tenían que ser más pequeñasque un átomo. Durante el último siglo,

los místicos y matemáticos hanacariciado la idea de dimensionessuperiores, pero los físicos se mofabande la idea, porque nadie había vistoobjetos que entraran en una dimensiónsuperior.

Para salvar la teoría, los físicostuvieron que proponer que estasdimensiones superiores eran tanpequeñas que no podían ser observadasen la naturaleza. Como nuestro mundotiene cuatro dimensiones, significabaque la quinta dimensión tiene queplegarse en un pequeño círculo máspequeño que un átomo, demasiadopequeño para ser observadoexperimentalmente.

La teoría de cuerdas tiene que

enfrentarse al mismo problema.Tenemos que formar volutas con estasdimensiones superiores indeseadas enuna pequeña bola (un proceso llamado«compactificación»). Según la teoría decuerdas, el universo tenía originalmentediez dimensiones, con todas las fuerzasunificadas por la cuerda. Sin embargo,el hiperespacio de diez dimensiones erainestable, y seis de las diez dimensionesempezaron a rizarse hasta convertirse enuna pequeña bola, dejando que las otrascuatro dimensiones se expandieran haciafuera en un big bang. La razón por la queno vemos estas otras dimensiones es queson mucho más pequeñas que un átomoy, por tanto, nada puede entrar en ellas.(Por ejemplo, la manguera de un jardín o

una paja, desde la distancia, parecenobjetos unidimensionales definidos porsu longitud. Pero si uno los examina decerca, encuentra que en realidad sonsuperficies bidimensionales, es decir,cilindros; simplemente, la segundadimensión se ha rizado de modo que adistancia no se ve.)

¿Por qué cuerdas?

Si bien los intentos anteriores deuna teoría del campo unificada no hanllegado a buen puerto, la teoría decuerdas ha sobrevivido a todos losdesafíos. En realidad, no tiene rival.Hay dos razones por las que la teoría decuerdas ha triunfado donde decenas deotras teorías han fracasado.

En primer lugar, como es una teoríaque se basa en un objeto extendido (lacuerda), evita muchas de lasdivergencias asociadas con partículaspuntuales. Como observó Newton, lafuerza gravitatoria que rodea unapartícula puntual se vuelve infinitacuando nos acercamos a ella. (En lafamosa ley del cuadrado inverso deNewton, la fuerza de la gravedad crececomo 1/r², de modo que se eleva haciael infinito cuando nos acercamos a lapartícula puntual, es decir: cuando r valecero, la fuerza gravitatoria deviene 1/0,que es infinito.)

Incluso en una teoría cuántica, lafuerza sigue siendo infinita cuando nosacercamos a una partícula cuántica

puntual. A lo largo de las décadas,Feynman y otros han inventado una seriede normas arcanas para esconder bajo laalfombra estos y muchos otros tipos dedivergencias. Pero para una teoríacuántica de la gravedad, ni siquiera unabolsa de trucos diseñados por Feynmanes suficiente para eliminar todos losinfinitos de la teoría. El problema es quelas partículas puntuales soninfinitamente pequeñas, lo que significaque sus fuerzas y energías sonpotencialmente infinitas.

Pero cuando analizamos concuidado la teoría de cuerdas,encontramos dos mecanismos quepueden eliminar estas divergencias. Elprimero es debido a la topología de las

cuerdas; el segundo, debido a susimetría, se llama «supersimetría».

La topología de la teoría decuerdas es totalmente diferente de la delas partículas puntuales y, por tanto, lasdivergencias son muy grandes.(Hablando en general, como la cuerdatiene una longitud finita, significa quelas fuerzas no se elevan hasta el infinitocuando nos acercamos a la cuerda.Cerca de la cuerda, las fuerzas sólocrecen como 1/L², donde L es la longitudde la cuerda, que está en el orden de lalongitud de Planck de 10-33 cm. Esta longitud

L actúa para reducir las divergencias.) Como unacuerda no es una partícula puntual, sino que tiene unamedida definida, puede demostrarse que lasdivergencias están distribuidas a lo largo de la cuerday, por tanto, todas las cantidades físicas permanecen

finitas.Aunque parece intuitivamente

obvio que las divergencias de la teoríade cuerdas están compensadas y, portanto, son finitas, la expresiónmatemática precisa de este hecho esbastante difícil y viene dada por la«función modular elíptica», una de lasfunciones más extrañas en lasmatemáticas, con una historia tanfascinante que tuvo un papel clave enuna película de Hollywood. Good WillHunting (El indomable Will Hunting)es la historia de un chico problemáticode clase trabajadora de los suburbios deCambridge, interpretado por MattDamon, que muestra unas capacidadesmatemáticas asombrosas. Cuando no se

está peleando a puñetazos con susvecinos, trabaja como conserje en elMIT. Los profesores del MIT sesorprenden al ver que aquel chicopendenciero de barrio es en realidad ungenio matemático capaz de escribir lasrespuestas de problemas matemáticosaparentemente imposibles. Al darsecuenta de que el chico ha aprendidomatemáticas avanzadas por su cuenta,uno de ellos grita que es el «próximoRamanujan».

En realidad, Good Will Huntingestá basado en cierto modo en la vida deSrivinasa Ramanujan, el mayor geniomatemático del siglo XX, un hombre quevivió de pequeño en la pobreza yaislado cerca de Madras, en la India, a

principios del siglo XX. Como vivíaaislado, tuvo que deducir por su cuentala gran parte de las matemáticas delsiglo XIX. Su carrera era como unasupernova que iluminó brevemente loscielos con su brillo matemático.Trágicamente, murió de tuberculosis en1920 a los treinta y siete años. ComoMatt Damon en Good Will Hunting,soñaba con ecuaciones matemáticas, eneste caso la función modular elíptica,que posee propiedades matemáticasextrañas pero bellas, que sólo secumplían en veinticuatro dimensiones.Los matemáticos todavía intentandescifrar las «libretas de notas deRamanujan» que se encontraron despuésde su muerte. Observando el trabajo de

Ramanujan, vemos que puedegeneralizarse en ocho dimensiones, locual es directamente aplicable a lateoría de cuerdas. Los físicos añadendos dimensiones más a fin de construiruna teoría física. (Por ejemplo, las gafasde sol polarizadas utilizan el hecho deque la luz tiene dos polarizacionesfísicas; pueden vibrar de izquierda aderecha o de arriba abajo. Pero laformulación matemática de la luz en laecuación de Maxwell está dada concuatro componentes. Dos de estas cuatrovibraciones son en realidadredundantes.) Cuando añadimos dosdimensiones más a las funciones deRamanujan, los «números mágicos» delas matemáticas llegan a ser 10 y 26,

precisamente los «números mágicos» dela teoría de cuerdas. Así, en ciertosentido, ¡Ramanujan estaba haciendoteoría de cuerdas antes de la PrimeraGuerra Mundial!

Las fabulosas propiedades de estasfunciones modulares elípticas explicanpor qué la teoría tiene que existir en diezdimensiones. Sólo en este númeroexacto de dimensiones desaparecen lamayoría de las divergencias que afectana otras teorías, como por arte de magia.Pero la topología de las cuerdas, por símisma, no es lo bastante potente paraeliminar todas las divergencias. Lasrestantes divergencias de la teoría soneliminadas por una segundacaracterística de la teoría de cuerdas, su

simetría.

Supersimetría

La cuerda posee algunas de lasmayores simetrías conocidas en laciencia. En el capítulo 4, al comentar lainflación y el modelo estándar, vimosque la simetría nos da una buena manerade disponer las partículas subatómicasen pautas agradables y elegantes. Lostres tipos de quarks pueden disponersesegún la simetría SU(3), que intercambiatres quarks entre sí. Se cree que en lateoría GUT los cinco tipos de quarks yleptones podrían disponerse según lasimetría SU(5).

En la teoría de cuerdas, estassimetrías anulan las divergencias

restantes y las anomalías de la teoría.Como las simetrías se encuentran entrelas herramientas más bellas y potentesque tenemos a nuestro alcance, podríaesperarse que la teoría del universoposea la simetría más elegante y potenteconocida por la ciencia. La opciónlógica es una simetría que intercambieno sólo los quarks sino todas laspartículas que se encuentran en lanaturaleza, es decir, que las ecuacionessigan siendo las mismas sireorganizamos todas las partículasatómicas entre ellas. Esto describeexactamente la simetría de lassupercuerdas, llamada«supersimetría»[16]. Es la únicasimetría que intercambia todas las

partículas subatómicas conocidas en lafísica. Esto hace que sea un candidatoideal para la simetría que organiza todaslas partículas del universo en un todounificado, único y elegante.

Si observamos las fuerzas ypartículas del universo, todas ellasentran en dos categorías: «fermiones» y«bosones», según su spin. Actúan comopequeñas peonzas giratorias que puedengirar a varias velocidades. Por ejemplo,el fotón, una partícula de luz quetransmite la fuerza electromagnética,tiene spin 1. Las interacciones nuclearesdébil y fuerte son transmitidas porbosones W y gluones, que también tienenspin 1. El gravitón, una partícula degravedad, tiene spin 2. Todas las que

tienen spin entero se llaman «bosones».Igualmente, las partículas de la materiason descritas por partículas subatómicascon spin fraccionario: 112, 312, 512,etcétera. (Las partículas de spinfraccionario se llaman «fermiones» eincluyen el electrón, el neutrino y losquarks.) Así, la supersimetría representaelegantemente la dualidad entre bosonesy fermiones, entre energía y materia.

En una teoría supersimétrica, todaslas partículas subatómicas tienen unapareja: cada fermión está aparejado conun bosón. Aunque nunca hemos vistoestas parejas supersimétricas en lanaturaleza, los físicos han dado a lapareja del electrón el nombre de«selectrón», con spin 0. (Los físicos

añaden una «s» para describir lasuperpareja de una partícula.) Lasinteracciones débiles incluyen partículasllamadas «leptones»; sus superparejasson los «sleptones». Del mismo modo,el quark puede tener una pareja de spino llamada «squark». En general, lasparejas de las partículas conocidas (losquarks, leptones, gravitones, fotones,etcétera) se llaman «spartículas», o«superpartículas». Estas spartículastodavía no se han podido detectar ennuestros colisionadores de átomos(probablemente porque nuestrasmáquinas no son lo bastante potentespara generarlas).

Pero como todas las partículassubatómicas son o bien fermiones, o

bien bosones, una teoría supersimétricatiene el potencial de unificar todas laspartículas subatómicas conocidas en unasimetría simple. Ahora tenemos unasimetría lo bastante grande paraincluir el universo entero.

Pensemos en un cristal de nieve.Cada una de sus seis puntas representauna partícula subatómica, tres bosones ytres fermiones intercaladosalternadamente. La belleza de este«supercristal de nieve» es que, cuandolo hacemos girar, sigue siendo el mismo.De este modo, el supercristal de nieveunifica todas las partículas y susspartículas. Así, si intentáramosconstruir una teoría del campo unificadohipotético con sólo seis partículas, el

supercristal de nieve sería un candidatonatural.

La supersimetría ayuda a eliminarlas infinidades restantes que son fatalespara otras teorías. Dijimosanteriormente que la mayoría de lasdivergencias son eliminadas por latopología de la cuerda; es decir, como lacuerda tiene una longitud finita, lasfuerzas no se elevan hasta el infinito amedida que nos acercamos. Cuandoexaminamos las divergencias restantes,encontramos que son de dos tipos, apartir de las interacciones de bosones yfermiones. Sin embargo, estas doscontribuciones siempre ocurren con lossignos opuestos, por lo que lacontribución del bosón precisamente

cancela la contribución del fermión. Enotras palabras, como las contribucionesfermiónicas y bosónicas siempre tienensignos opuestos, las infinidadesrestantes de la teoría se cancelan una aotra. Así, la supersimetría es más que unescaparate; no sólo es una simetríaagradable estéticamente porque unificatodas las partículas de la naturaleza,sino que también es esencial paracancelar las divergencias de la teoría decuerdas.

Recordemos la analogía del diseñode un elegante cohete, en el que lasvibraciones en las alas pueden crecer yacabar rompiéndolas. Una solución esexplotar el poder de la simetría,rediseñar las alas de modo que las

vibraciones en un ala se cancelen conlas vibraciones en la otra. Cuando un alavibra en la dirección de las agujas delreloj, la otra vibra en la direccióncontraria, cancelando la primeravibración. Así, la simetría del cohete, enlugar de ser sólo un mecanismo artificialartístico, es crucial para cancelar yequilibrar las tensiones de las alas. Demanera similar, la supersimetría anuladivergencias al cancelarse una a otra laspartes bosónica y fermiónica.

(La supersimetría también resuelveuna serie de problemas altamentetécnicos que son fatales para la teoríaGUT. Las complicadas incoherenciasmatemáticas en la teoría GUT necesitanla supersimetría para ser eliminadas.)[17]

Aunque la supersimetría representauna idea potente, en el presente no hayabsolutamente ninguna pruebaexperimental que la sustente. Esto puedeser porque las superparejas de loselectrones y protones familiares sonsimplemente demasiado masivas parapoderlas generar en los aceleradores departículas actuales. No obstante, hay unseductor indicio que marca el caminohacia la supersimetría. Ahora sabemosque las energías de las tres fuerzascuánticas son bastante diferentes. Dehecho, a baja intensidad, la interacciónfuerte es treinta veces más fuerte que ladébil y cien veces más potente que lafuerza electromagnética. Sin embargo,no siempre fue así. En el instante del big

bang, sospechamos que las tres fuerzastenían el mismo nivel de energía.Remontándose al pasado, los físicospueden calcular cuáles habrían sido losniveles de energía de las tres fuerzas alprincipio de los tiempos. Analizando elmodelo estándar, los físicos encuentranque tres fuerzas parecen converger ennivel energético cerca del big bang.Pero no son exactamente iguales. Sinembargo, cuando uno añade lasupersimetría, las tres fuerzas encajanperfectamente y tienen un nivelenergético igual, precisamente lo quesugeriría una teoría del campounificado. Aunque no es una pruebadirecta de la supersimetría, demuestra alfin que la supersimetría es coherente con

la física conocida.

Derivaciones del Modelo Estándar

Aunque las supercuerdas no tienenparámetros ajustables en absoluto, lateoría de cuerdas puede ofrecersoluciones que están asombrosamentecerca del modelo estándar, con suscolecciones variopintas de partículassubatómicas extrañas y sus diecinueveparámetros libres (como las masas delas partículas y sus fuerzasemparejadas). Además, el modeloestándar tiene tres copias idénticas yredundantes de todos los quarks yleptones, que parecen totalmenteinnecesarias. Afortunadamente, la teoríade cuerdas puede obtener muchas de las

características cualitativas del modeloestándar sin esfuerzo alguno. Es casicomo conseguir algo a partir de nada. En1984, Philip Candelas, de laUniversidad de Texas, Gary Horowitz yAndrew Strominger, de la Universidadde California en Santa Bárbara, yEdward Witten demostraron que si seenrollaban seis de las diez dimensionesde la teoría de cuerdas y se seguíaconservando la simetría en las restantescuatro dimensiones, el pequeño mundode seis dimensiones podía describirsecon lo que los matemáticos llamaban una«multiplicidad de Calabi-Yau». Conunas cuantas opciones simples de losespacios de Calabi-Yau, demostraronque la simetría de las cuerdas puede

reducirse a una teoría notablementecercana al modelo estándar.

Las fuerzas de las interacciones débil,fuerte y electromagnética son bastantediferentes en nuestro mundo cotidiano.

Sin embargo, en las energíasencontradas cerca del big bang, las

interacciones de estas fuerzas deberíanconverger perfectamente. Esta

convergencia ocurre si tenemos una

teoría supersimétrica. Así, lasupersimetría puede ser un elementoclave en cualquier teoría del campo

unificado.

De este modo, la teoría de cuerdasofrece una respuesta sencilla a por quéel modelo estándar tiene tresgeneraciones redundantes. En la teoríade cuerdas, el número de generaciones oredundancias en el modelo quark estárelacionado con el número de«agujeros» que tenemos en lamultiplicidad de Calabi-Yau. (Porejemplo, un donut, el interior de un tuboy una taza de café son tres superficiesque contienen un agujero. La montura delas gafas tiene dos agujeros. Las

superficies de Calabi-Yau pueden tenerun número arbitrario de agujeros.) Así,eligiendo simplemente la multiplicidadde CalabiYau que tiene un númerodeterminado de agujeros, podemosconstruir un modelo estándar condiferentes generaciones de quarksredundantes. (Como nunca vemos elespacio de Calabi-Yau porque es tanpequeño, tampoco nunca vemos el hechode que este espacio tenga agujeros dedonut.) A lo largo de los años, equiposde científicos han intentado arduamentecatalogar todos los espacios posibles deCalabi-Yau, constatando que latopología del espacio de seisdimensiones determina los quarks yleptones de nuestro universo

cuatridimensional.

Más sobre la teoría M

La agitación alrededor de la teoríade cuerdas desatada en 1984 no podíadurar para siempre. A mediados de ladécada de 1990, la carroza de lassupercuerdas fue perdiendo gas poco apoco entre los físicos. Se eliminaron losproblemas fáciles que planteaba lateoría y quedaron sólo los difíciles. Unode estos problemas era que se estabandescubriendo miles de millones desoluciones de las ecuaciones de lascuerdas. Compactificando o rizando elespacio-tiempo de diferentes maneras,podían escribirse soluciones de cuerdasen cualquier dimensión, no sólo en

cuatro. Cada una de los miles demillones de soluciones correspondía aun universo matemáticamenteautocoherente.

De pronto los físicos se vieroninundados de soluciones de cuerdas.Sorprendentemente, muchas de ellasparecían muy similares a nuestrouniverso. Con una opción adecuada delespacio de Calabi-Yau, erarelativamente fácil reproducir muchasde las características ordinarias delmodelo estándar, con su extrañacolección de quarks y leptones, inclusocon su curiosa serie de copiasredundantes. Sin embargo, eraexcesivamente difícil (y sigue siendo unreto todavía hoy) encontrar exactamente

el modelo estándar, con los valoresespecíficos de sus diecinueveparámetros y tres generacionesredundantes. (El número desconcertantede soluciones de cuerdas, en realidad,fue bien acogido por los físicos quecreen en la idea del multiverso, ya quecada solución representa un universoparalelo totalmente autocoherente. Loangustiante era que los físicos teníanproblemas para encontrar precisamentenuestro universo entre esta selva deuniversos.)

Una razón para que sea algo tandifícil es que a la larga tiene queromperse la supersimetría, ya que ennuestro mundo de baja energía no vemossupersimetría. En la naturaleza, por

ejemplo, no vemos el selectrón, lasuperpareja del electrón. Si no se rompela supersimetría, la masa de cadapartícula debería igualar la masa de susuperpartícula. Los físicos creen que lasupersimetría se rompe, con el resultadode que las masas de las superpartículasson inmensas, más allá del alcance delos aceleradores de partículas actuales.Pero, de momento, nadie ha encontradoun mecanismo creíble para romper lasupersimetría.

Las cuerdas de tipo I sufren cincointeracciones posibles, en las que las

curdas pueden romperse, unirse ofusionarse. En cuerdas cerradas, sólo

es necesaria la última interacción(parecida a la mitosis de las células).

David Gross, del Instituto Kavli de

Física Teórica de Santa Bárbara, haseñalado que hay millones de millonesde soluciones a la teoría de cuerdas entres dimensiones espaciales, lo cual esbastante embarazoso porque no hay unabuena manera de elegir entre ellas.

Había otras cuestiones inquietantes.Una de las más molestas era que habíacinco teorías de cuerdas autocoherentes.Era difícil imaginar que el universo

pudiera tolerar cinco teorías del campounificado distintas. Einstein creía queDios no había tenido opción al crear eluniverso, ¿por qué pues iba a crearcinco?

La teoría original basada en lafórmula de Veneziano describe lo que sellama «teoría de supercuerdas de tipoI». La teoría de tipo I se basa tanto encuerdas abiertas (cuerdas con dosextremos) como cerradas (cuerdascirculares). Ésta es la teoría que seestudió con más intensidad a principiosde los años setenta. (Utilizando la teoríade campo de cuerdas, Kikkawa y yopudimos catalogar la serie completa deinteracciones de cuerda de tipo 1.Demostramos que las cuerdas de tipo r

requieren cinco interacciones; paracuerdas cerradas, demostramos que sóloes necesario un tipo de interacción.)

Kikkawa y yo tambiéndemostramos que es posible construirteorías autocoherentes sólo con cuerdascerradas (las parecidas a un bucle). Hoyen día, estas teorías se llaman «de tipoII», en las que las cuerdas interaccionanpinzando una cuerda circular paraobtener dos cuerdas más pequeñas (algoparecido a la mitosis de una célula).

La teoría de cuerdas más realista esla llamada «cuerda heterótica»,formulada por el grupo de Princeton(que incluía a David Gross, EmilMartinec, Ryan Rohm y Jeffrey Harvey).Las cuerdas heteróticas pueden

acomodar grupos de simetría llamadosE(8) x E(8) o O(32), que son lo bastantegrandes para absorber las teorías GUT.La cuerda heterótica se basa totalmenteen las cuerdas cerradas. En los añosochenta y noventa, cuando los científicosse referían a la supercuerda, se referíantácitamente a la cuerda heterótica,porque era lo bastante rica para permitiranalizar el modelo estándar y teoríasGUT. El grupo de simetría E(8) x E(8),por ejemplo, puede reducirse a E(8), ydespués a E(6), que a su vez es lobastante grande para incluir la simetríaSU(3) x SU(2) x U(1) del modeloestándar.

El misterio de la supergravedad

Además de las cinco teorías de

supercuerdas, hay otra cuestióninquietante que había quedado olvidadaentre las prisas por resolver la teoría decuerdas. En 1976, tres físicos, Peter VanNieuwenhuizen, Sergio Ferrara y DanielFreedman, que entonces trabajaban enStony Brook, en la State University deNueva York, descubrieron que la teoría:original de la gravedad de Einsteinpodía volverse supersimétrica si seintroducía sólo un campo nuevo, unasuperpareja del campo de gravedadoriginal (llamado «gravitino», quesignifica «pequeño gravitón», con unspin de 3/2). Esta nueva teoría se llamó«supergravedad» y se basaba en

partículas puntuales, no en cuerdas. Adiferencia de la supercuerda, con susecuencia infinita de notas yresonancias, la supergravedad tenía sólodos partículas. En 1978, EugeneCremmer, Joel Scherk y Bernard Julia,de la École Normale Supérieure,demostraron que la supergravedad másgeneral podía escribirse en nuevedimensiones. (Si intentásemos escribirla teoría de la supergravedad en doce otrece dimensiones, surgiríanincoherencias matemáticas.) A finalesde los años setenta y principios de losochenta, se pensaba que lasupergravedad podía ser la legendariateoría del campo unificado. La teoríainspiró incluso a Stephen Hawking a

hablar del «final de la física teórica» enla conferencia inaugural que pronunciócuando ocupó el puesto de profesorLucasiano de Matemáticas en laUniversidad de Cambridge, el mismopuesto que ocupó en su tiempo IsaacNewton. Pero la supergravedad no tardóen chocar con problemas difíciles quehabían dado al traste con teoríasanteriores. Aunque tenía menosinfinidades que la teoría de campoordinaria, a fin de cuentas lasupergravedad no era finita y estabaplagada de anomalías. Como todas lasdemás teorías de campo (excepto lateoría de cuerdas), estalló en la cara delos científicos.

Otra teoría supersimétrica que

puede existir en once dimensiones es lateoría de la supermembrana. Aunque lacuerda tiene sólo una dimensión quedefine su longitud, la supermembranapuede tener dos o más dimensionesporque representa una superficie.Sorprendentemente, se demostró que dostipos de membrana (una dos-brana ycinco-brana) son también autocoherentes en once dimensiones.

Sin embargo, las supermembranastambién tenían problemas; esnotablemente difícil trabajar con ellas yen realidad sus teorías cuánticasdivergen. Mientras las cuerdas delviolín son tan sencillas que lospitagóricos griegos descubrieron susleyes de armonía hace dos mil años, las

membranas son tan difíciles que aún hoynadie ha dado con una teoríasatisfactoria de la música que se basa enellas. Además, se demostró que estasmembranas eran inestables y quefinalmente se desintegraban enpartículas puntuales.

Así, a mediados de los añosnoventa, los físicos afrontaban variosmisterios. ¿Por qué había cinco teoríasde cuerdas en diez dimensiones? ¿Y porqué había dos teorías en oncedimensiones, supergravedad ysupermembranas? Además, todasposeían la supersimetría.

Undécima dimensión

En 1994 cayó una nueva bomba. Se

produjo un descubrimiento que volvió acambiar todo el paisaje. Edward Witteny Paul Townsend, de la Universidad deCambridge, encontraronmatemáticamente que la teoría decuerdas de diez dimensiones era enrealidad una aproximación a una teoríasuperior y misteriosa de oncedimensiones de origen desconocido.Witten, por ejemplo, demostró que sitomamos una teoría de membranas enonce dimensiones y hacemos un ovillocon una dimensión, ¡se convierte en unateoría de cuerdas de diez dimensionestipo IIa!

Poco después, se vio que podíademostrarse que las cinco teorías de lascuerdas eran la misma y que se trataba

sólo de diferentes aproximaciones a lamisma teoría misteriosa de oncedimensiones. Como pueden existirmembranas de diferentes tipos en oncedimensiones, Witten dio a esta nuevateoría el nombre de teoría M. No sólounificaba las cinco teorías de cuerdasdiferentes, sino que de paso explicaba elmisterio de la supergravedad.

La supergravedad, como recordaráel lector, era una teoría de oncedimensiones que contenía sólo dospartículas con masa cero, el gravitónoriginal de Einstein y su parejasupersimétrica (llamada «gravitino»).En cambio, la teoría M tiene un númeroinfinito de partículas con masasdiferentes (correspondientes a las

vibraciones infinitas que puedenencontrarse en algún tipo de membranade once dimensiones). Pero la teoría Mpuede explicar la existencia de lasupergravedad si partimos de la base deque una pequeña porción de la teoría M(simplemente las partículas sin masa) esla vieja teoría de la supergravedad.Dicho de otro modo, la teoría de lasupergravedad es un pequeñosubconjunto de la teoría M. De manerasimilar, si tomamos esta misteriosateoría de membranas de oncedimensiones y hacemos un ovillo de unadimensión, la membrana se convierte encuerda. ¡En realidad, se convierteprecisamente en una teoría de cuerdasde tipo II! Por ejemplo, si miramos una

esfera en once dimensiones y luegoplegamos una dimensión, la esferacolapsa y su ecuador se convierte en unacuerda cerrada. Observamos que lateoría de cuerdas puede verse como unarebanada de una membrana en oncedimensiones si convertimos la undécimadimensión en un pequeño círculo.

De este modo encontramos unamanera sencilla y bella de unificar todala física de diez y once dimensiones enuna sola teoría. Se trataba de un tour deforce conceptual.

Aún recuerdo el trauma que generóeste descubrimiento explosivo. En aquelmomento yo iba a impartir unaconferencia en la Universidad deCambridge. Paul Townsend me presentó

amablemente al público, pero, antes deque yo empezase, explicó con granentusiasmo este nuevo resultado de que,en la undécima dimensión, las distintasteorías de cuerdas pueden unificarse enuna sola. El título de mi conferenciamencionaba la décima dimensión. Antesde empezar, Towsend me dijo que, siesta teoría resultaba cierta, el título demi conferencia quedaría obsoleto.

Yo pensé silenciosamente: «Ah,oh». O se había vuelto loco o lacomunidad de la física se veríacompletamente revolucionada.

Como no podía creer lo que oía, lebombardeé con una salva de preguntas.Señalé que las supermembranas de oncedimensiones, una teoría que él había

ayudado a formular eran inútiles porqueeran intratables matemáticamente y, peoraún, eran inestables. Admitió que era unproblema, pero que estaba seguro queestas cuestiones se resolverían en elfuturo.

Una cuerda de diez dimensiones puedesurgir de una membrana de once

dimensiones cortando en rebanada unadimensión o haciendo un ovillo con

ella. El ecuador de una membrana seconvierte en la cuerda cuando una

dimensión colapsa. Hay cinco manerasen que puede producirse esta

reducción, que dan lugar a cincoteorías de supercuerdas distintas en

diez dimensiones.

También le dije que lasupergravedad de once dimensiones noera finita; que explotaba, como todas lasdemás teorías excepto, la de las cuerdas.Aquello ya no era un problema, mecontesto con calma, porque lasupergravedad no era más que unaaproximación a una teoría más grande yaún misteriosa, la teoría M, que erafinita (en realidad, era la teoría decuerdas reformulada en la undécimadimensión en términos de membranas).

Entonces le dije que lassupermembranas eran inaceptablesporque nadie había sido capaz deexplicar cómo las membranasinteraccionaban al colisionar y adoptarnuevas formas (como había hecho yo enmi tesis doctoral años antes para lateoría de cuerdas). Admitió que era unproblema, pero que estaba seguro de quetambién podría resolverse.

Finalmente, le dije que en realidadla teoría M no era una teoría enabsoluto, porque sus ecuaciones básicasno eran conocidas. A diferencia de lateoría de cuerdas (que podía expresarseen términos de las sencillas ecuacionesde campo de las cuerdas queencapsulaban toda la teoría y que había

escrito yo mismo unos años antes), lasmembranas no tenían teoría de campo enabsoluto. Admitió también este punto,pero seguía convencido de que con eltiempo se encontrarían las ecuaciones dela teoría M.

Yo estaba confundido. Si teníarazón, la teoría de cuerdas seríasometida nuevamente a unatransformación radical. Las membranas,que se habían visto relegadas en el cubode la basura de la historia de la física,de pronto resucitaban.

El origen de esta revolución es quela teoría de cuerdas todavía evolucionahacia atrás. Aún hoy, nadie conoce lossencillos principios físicos quesubyacen a toda la teoría. Me gusta

visualizarlo como si andando por eldesierto uno tropezara accidentalmentecon una hermosa piedra pequeña. Alretirar los granos de arena, encontramosque la piedra es en realidad la partesuperior de una pirámide gigantescaenterrada bajo toneladas de arena.Después de décadas de excavarpacientemente, encontramos jeroglíficosmisteriosos, cámaras ocultas y túneles.Un día llegaremos a la planta baja y porfin atravesaremos el umbral.

El mundo brana

Una de las característicasnovedosas de la teoría M es que no sólointroduce cuerdas, sino una coleccióncompleta de membranas de diferentes

dimensiones. En esta imagen, laspartículas punto se llaman «cero-branas», porque son objetosinfinitamente pequeños y no tienendimensiones. Una cuerda es uno-branaporque es un objeto unidimensionaldefinido por su longitud. Una membranaes «dos-brana», como la superficie deun balón de baloncesto, definida porlongitud y anchura. (Un balón debaloncesto puede flotar en tresdimensiones, pero su superficie es sólobidimensional.) Nuestro universo puedeser algún tipo de «tres-brana», un objetotridimensional que tiene longitud,anchura y altura. (Como apuntó unapersona ingeniosa, si el espacio tiene pdimensiones, siendo p un número entero,

nuestro universo es un pbrana, que eninglés se pronunciaría como pea-brain[«cerebro de guisante»]. El gráfico quemuestra todos esos pea-brains se llama«brane-scan»).

Hay varias maneras de tomar unamembrana y colapsarla para convertirlaen una cuerda. En lugar de plegar laundécima dimensión, también podemoscortar una rebanada en el ecuador de unamembrana de once dimensiones, creandouna cinta circular. Si dejamos que elgrosor de la cinta se encoja, la cinta seconvierte en una cuerda de diezdimensiones. Petr Horava y EdwardWitten demostraron que es así comoderivamos la cuerda heterótica.

En realidad, puede demostrarse que

hay cinco maneras de reducir la teoríaM de once dimensiones a diezdimensiones, produciendo de este modolas cinco teorías de supercuerdas. Lateoría M nos da una respuesta rápida eintuitiva al misterio de por qué haycinco teorías de cuerdas diferentes.Imaginemos que estamos de pie en loalto de una gran montaña y miramoshacia la llanura de abajo. Desde el puntode vista de la tercera dimensión,podemos ver las diferentes partes de lallanura unificadas en una sola imagencoherente. Del mismo modo, desde elpunto de vista de la undécimadimensión, mirando abajo hacia ladécima, vemos el enloquecedor zurcidode cinco teorías de supercuerdas como

nada más que distintos fragmentos de laundécima dimensión.

Dualidad

Aunque Paul Towsend no pudoresponder a la mayoría de las preguntasque le formulé en aquel momento, lo quefinalmente me convenció de que la ideaera correcta fue el poder de otrasimetría más. La teoría M no sólo tienela serie más grande de simetríasconocidas por los físicos, sino que tieneotro truco en la manga: la dualidad, quele da la asombrosa capacidad deabsorber las cinco teorías desupercuerdas en una sola.

Consideremos la electricidad y elmagnetismo, que están gobernados por

las ecuaciones de Maxwell. Se constatóhace tiempo que si simplemente seintercambia el campo eléctrico con elmagnético, las ecuaciones parecen casiiguales. Esta simetría puede hacerseexacta si pueden añadirse losmonopolos (polos únicos demagnetismo) a las ecuaciones deMaxwell. Las ecuaciones revisadas deMaxwell permanecen exactamenteiguales si intercambiamos el campoeléctrico por el magnético y la cargaeléctrica e con la inversa de la cargamagnética g. Eso significa que laelectricidad (Si la carga eléctrica esbaja) es exactamente equivalente almagnetismo (Si la carga magnética esalta). Esta equivalencia se llama

«dualidad».En el pasado, esta dualidad se

consideró una simple curiosidadcientífica, un truco de salón, porquenadie ha visto nunca un monopolo, nisiquiera hoy. Sin embargo, los físicosconsideraban que era notable que lasecuaciones de Maxwell tuvieran unasimetría oculta que aparentemente lanaturaleza no usa (al menos en nuestrosector del universo).

De manera similar, las cincoteorías de cuerdas son todas duales unacon otra. Consideremos la teoría decuerda del tipo I y la heterótica SO(32).Normalmente, estas dos teorías nisiquiera se parecen. La teoría del tipo Ise basa en cuerdas cerradas y abiertas

que pueden interaccionar de cincomaneras diferentes, con las cuerdasdividiéndose y uniéndose. La cuerdaSO(32), por otro lado, se basatotalmente en cuerdas cerradas quetienen una manera posible deinteraccionar, sufriendo una mitosiscomo una célula. La cuerda de tipo I sedefine totalmente en el espacio de diezdimensiones, mientras que la cuerdaSO(32) se define con una serie devibraciones definidas en un espacio deveintiséis dimensiones.

Normalmente, no puedenencontrarse dos teorías que parezcan tandistintas. Sin embargo, como en elelectromagnetismo, las teorías poseenuna dualidad poderosa: Si dejamos que

aumente la fuerza de las interacciones,las cuerdas de tipo I se vuelven cuerdasheteróticas SO(32), como por arte demagia. (Este resultado es tan inesperadoque, cuando lo vi por primera vez, lasorpresa me dejó sacudiendo un rato lacabeza. En física, raramente vemos dosteorías que parezcan tan distintas entodos los aspectos y que resultenmatemáticamente equivalentes.)

Lisa Randall

Tal vez la mayor ventaja de lateoría M sobre la teoría de cuerdas esque estas dimensiones superiores, enlugar de ser bastante pequeñas, enrealidad pueden ser bastante grandes eincluso observables en el laboratorio.

En la teoría de cuerdas, seis de lasdimensiones superiores tienen que serconvertidas en una pequeña bola, unamultiplicidad de Calabi-Yau, demasiadopequeña para ser observada con losinstrumentos de hoy en día. Estas seisdimensiones han sido todascompactificadas de modo que esimposible entrar en una dimensiónsuperior: lo que es bastantedecepcionante para los que un díaconfiaron en elevarse hacia unhiperespacio infinito, en lugar delimitarse a tomar breves atajos por elhiperespacio compactificado a través delos agujeros de gusano.

Sin embargo, la teoría M tambiénpresenta membranas; es posible ver todo

nuestro universo como una membranaflotando en un universo mucho másgrande. Como resultado, no todas estasdimensiones superiores tienen que serconvertidas en bolas. Algunas de ellas,en realidad, pueden ser inmensas, deextensión infinita.

Una física que ha intentado explotaresta nueva imagen del universo es LisaRandall, de Harvard. Randall, que tienecierto parecido con la actriz JodieFoster, parece fuera de lugar en laprofesión de la física teórica,ferozmente competitiva, intensamentemasculina y dominada por latestosterona. Randall estudia la idea deque, si el universo es realmente unatresbrana flotando en el espacio

superdimensional, tal vez esto expliquepor qué la gravedad es tan débilcomparada con las otras tres fuerzas.

Randall vivió de pequeña enQueens, Nueva York (el barrioinmortalizado por Archie Bunker).Aunque en su infancia no mostrabaningún interés particular por la física, leencantaban las matemáticas. Creo que, sibien de pequeños todos somoscientíficos, no todos siguen con su amorpor la ciencia al alcanzar la edad adulta.Una razón es que topamos con la paredde las matemáticas.

Tanto si nos gusta como si no, parahacer una carrera en la ciencia, hay queaprender el «lenguaje de la naturaleza»:las matemáticas. Sin matemáticas, sólo

podemos ser observadores pasivos delbaile de la naturaleza y no participantesactivos. Como dijo Einstein en unaocasión: «La matemática pura es, a sumanera, la poesía de las ideaslógicas»[18]. Permítanme ofrecer unaanalogía. Uno puede amar lacivilización y la literatura francesa,pero, para entender la mente francesa,tendrá que aprender el francés y aconjugar sus verbos. Lo mismo puededecirse de la ciencia y las matemáticas.Galileo escribió en una ocasión: «[Eluniverso] no puede leerse hasta quehayamos aprendido el lenguaje y noshayamos familiarizado con loscaracteres en que está escrito. Estáescrito en lenguaje matemático y las

letras son triángulos, círculos y otrasfiguras geométricas, sin los cuales eshumanamente imposible entender unasola palabra»[19].

Pero los matemáticos a menudo seenorgullecen de ser los menos prácticosde todos los científicos. Cuanto másabstractas e inútiles sean lasmatemáticas, mejor. Lo que hizo tomaruna dirección diferente a Randallcuando estudiaba en Harvard aprincipios de la década de 1980 fue quele gustaba la idea de que la físicapudiera crear «modelos» del universo.Cuando los físicos proponemos unanueva teoría, ésta no se basasimplemente en un montón deecuaciones. Las nuevas teorías de la

física suelen basarse en modelossimplificados idealizados que seaproximan a un fenómeno. Esos modelossuelen ser gráficos, pictóricos y fácilesde entender. El modelo del quark, porejemplo, se basa en la idea de quedentro de un protón hay tres pequeñoscomponentes, los quarks. A Randall leimpresionaba que modelos sencillos,basados en imágenes físicas, pudieranexplicar adecuadamente gran parte deluniverso.

En la década de 1990, se interesópor la teoría M, por la posibilidad deque todo el universo fuera unamembrana. Se centró en la que tal vezsea la característica más enigmática dela gravedad que su fuerza fuera

astronómicamente pequeña. Ni Newtonni Einstein habían estudiado estacuestión fundamental pero misteriosa.Mientras las otras tres fuerzas deluniverso (el electromagnetismo, lainteracción nuclear débil y lainteracción nuclear fuerte) tienen más omenos la misma fuerza, la gravedad estotalmente diferente.

En particular, las masas de losquarks son mucho más pequeñas que lamasa asociada a la gravedad cuántica.«La discrepancia no es pequeña; ¡lasdos escalas de masa están separadas pordieciséis órdenes de magnitud! Sólo lasteorías que explican esta discrepanciaenorme son probables candidatas apoder abarcar el modelo estándar»[20],

dice Randall.El hecho de que la gravedad sea tan

débil explica por qué las estrellas sontan grandes. La Tierra, con sus océanosmontañas y continentes, no es más queuna pequeña mancha cuando se comparacon las dimensiones masivas del Sol.Pero como la gravedad es tan débil, senecesita toda la masa de una estrellapara acumular hidrógeno de manera quepueda superar la fuerza eléctrica derepulsión del protón. Así, las estrellasson tan masivas porque la gravedad esdébil comparada con las otras fuerzas.

Mientras la teoría M estabagenerando tanta agitación en la física,vanos grupos intentaron aplicar estateoría a nuestro universo. Partamos de la

base de que el universo es una tres-brana flotando en un mundo de cincodimensiones. Esta vez las vibraciones enla superficie de la tres-branacorresponden a los átomos que vemos anuestro alrededor. Así, estasvibraciones nunca dejan la tres-brana y,por tanto, no pueden desviarse hacia laquinta dimensión. Aunque nuestrouniverso flote en la quinta dimensión,nuestros átomos no pueden dejar nuestrouniverso porque representan vibracionesen la superficie de la tres-brana. Así,esto puede responder a la pregunta queformularon Kaluza y Einstein en 1921:dónde está la quinta dimensión? Larespuesta es: estamos flotando en laquinta dimensión, pero no podemos

entrar en ella porque nuestros cuerposestán pegados a la superficie de unatres-brana.

Pero hay un fallo potencial en estaimagen. La gravedad representa lacurvatura del espacio. Así,inocentemente, podríamos esperar que lagravedad pudiese llenar todo el espaciode cinco dimensiones, y no sólo la tres-brana; de este modo la gravedad sediluiría al dejar la tres-brana, lo cualdebilita la fuerza de la gravedad. Esto esbueno para apoyar la teoría, porque lagravedad, como sabemos, es mucho másdébil que las otras fuerzas. Pero ladebilita demasiado: se violaría la ley decuadrado inverso de Newton, que, sinembargo, funciona perfectamente para

los planetas, estrellas y galaxias. Enningún lugar del espacio encontramosuna ley de cubo inverso para lagravedad. (Imaginemos una bombillailuminando una habitación. La luz seesparce en una esfera. La potencia de laluz se diluye a través de esta esfera. Así,si doblamos el radio de la esfera, la luzse esparce por una esfera de un áreacuatro veces mayor. En general, si existeuna bombilla en un espacio dimensionaln, su luz se diluye a través de una esferacuya área aumenta según la potencia n-1cuando el radio se eleva.)

Para responder a esta pregunta, ungrupo de físicos que incluye a N.Arkani-Hamed, S. Dimopoulos y G.Dvali ha sugerido que quizá la quinta

dimensión no es infinita, sino que está aun milímetro de la nuestra, flotando justopor encima de nuestro universo, como enel relato de ciencia ficción de H. G.Wells. (Si la quinta dimensión estuvieraa una distancia superior a un milímetro,podría crear violaciones mensurables dela ley del cuadrado inverso de Newton.)Si la quinta dimensión está a sólo unmilímetro, esta predicción podría sercomprobada buscando pequeñasdesviaciones de la ley de la gravedad deNewton en distancias muy pequeñas. Laley de la gravedad de Newton funcionabien en distancias astronómicas, peronunca ha sido probada en dimensionesde un milímetro. Los experimentalistasse apresuran ahora a comprobar

pequeñas desviaciones de la ley delcuadrado inverso. Este resultado esactualmente el tema de variosexperimentos en marcha, como veremosen el capítulo 9.

Randall y su colega RamanSundrum decidieron adoptar un nuevoenfoque para reexaminar la posibilidadde que la quinta dimensión no estuvieraa un milímetro de distancia, sino quequizá fuera incluso infinita. Parahacerlo, tuvieron que explicar cómopodría ser infinita la quinta dimensiónsin destruir la ley de la gravedad deNewton. Aquí es donde Randall dio conuna respuesta potencial al enigma.Encontró que la tres-brana tiene un tiróngravitatorio propio que impide a los

gravitones ir libremente a la quintadimensión. Los gravitones tienen queagarrarse a la tres-brana (como lasmoscas atrapadas en una tiramatamoscas) a causa de la gravedad queejerce la tres-brana. Así, cuandointentamos medir la ley de Newton,encontramos que es aproximadamentecorrecta en nuestro universo. Lagravedad se diluye o se debilita al dejarla tres-brana y entrar en la quintadimensión, pero no va muy lejos: la leydel cuadrado inverso todavía semantiene más o menos porque losgravitones siguen atraídos por la tres-brana. (Randall también introdujo laposibilidad de que existiera una segundamembrana paralela a la nuestra. Si

calculamos la sutil interacción de lagravedad a través de las dosmembranas, puede ajustarse de modoque podamos explicar numéricamente ladebilidad de la gravedad.)

«Hubo mucha emoción cuando sesugirió por primera vez que lasdimensiones extra proporcionan manerasalternativas de abordar el origen del[problema de jerarquía]»[21], diceRandall. «Las dimensiones espacialesadicionales pueden parecer una ideaextravagante y loca al principio, perohay razones poderosas para creer querealmente hay dimensiones extra delespacio.»

Si estos físicos tienen razón, lagravedad es igual de potente que otras

fuerzas, sólo que se atenúa porque partede ella se filtra al espacio dedimensiones superiores. Unaconsecuencia profunda de esta teoría esque la energía en la que estos efectoscuánticos se hacen mensurables puedeno ser la de Planck (1019mil millones deelectronvoltios), como se pensóanteriormente. Tal vez sólo seannecesarios billones de electronvoltios,en cuyo caso el Gran Colisionador deHadrones (cuya finalización estáprevista para 2008) podrá recogerefectos gravitatorios cuánticos duranteesta década. Esto ha estimulado uninterés considerable entre los físicosexperimentales por ir en busca departículas exóticas más allá del modelo

estándar de partículas subatómicas. Talvez estén a nuestro alcance los efectosgravitatorios cuánticos.

Las membranas también dan unarespuesta plausible aunque especulativaal enigma de la materia oscura. En lanovela de H. G. Wells El hombreinvisible, el protagonista flotaba en lacuarta dimensión y, por tanto, erainvisible. De manera similar,imaginemos que hay un mundo paralelosuspendido justo por encima de nuestrouniverso. Cualquier galaxia de esteuniverso paralelo sería invisible paranosotros. Pero como la curvatura delhiperespacio es lo que causa lagravedad, ésta podría saltar a través delos universos. Cualquier galaxia grande

en este otro universo se vería atraída através del hiperespacio hacia unagalaxia de nuestro universo. Así, almedir las propiedades de nuestrasgalaxias, encontraríamos que su tiróngravitatorio es mucho más fuerte que elprevisto por las leyes de Newton, puestoque hay otra galaxia escondida justodetrás flotando en una brana cercana.Esta galaxia oculta suspendida detrás denuestra galaxia sería totalmenteinvisible, flotando en otra dimensión,pero tendría el aspecto de un haloalrededor de nuestra galaxia quecontendría el 90% de la masa. Así pues,la materia oscura puede ser causada porla presencia de un universo paralelo.

Universos en colisión

Puede ser un poco prematuroaplicar la teoría M a la cosmologíaseria. Sin embargo, los físicos hanintentado aplicar la «física de branas»para dar un nuevo giro al enfoqueinflacionario habitual del universo. Trescosmologías posibles han atraído ciertaatención.

La primera intenta responder a lapregunta: ¿por qué vivimos en cuatrodimensiones de espacio-tiempo? Enprincipio, la teoría M puede serformulada en todas las dimensioneshasta once, de modo que parece unaespecie de misterio que destaquencuatro. Robert Brandenberger y Cumrun

Vafa han especulado con que eso podíaser debido a la particular geometría delas cuerdas.

Desde su perspectiva, el universoempezó perfectamente simétrico, contodas las dimensiones superiores biencompactadas a la escala de Planck. Loque impedía que el universo seexpandiese eran bucles de cuerdas quese enroscaban estrechamente alrededorde varias dimensiones. Pensemos en unrollo comprimido que no puedeexpandirse porque está estrechamenteenvuelto con cuerdas. Si de algún modolas cuerdas se rompen, el rollo se liberade golpe y se expande.

En estas dimensiones diminutas, eluniverso no puede expandirse porque

tenemos bobinas tanto de cuerdas comode anticuerdas (hablando en general, lasanticuerdas se enrollan en la direcciónopuesta a las cuerdas). Si una cuerda yuna anticuerda colisionan, puedenaniquilarse y desaparecer, como cuandose deshace un nudo. En dimensiones muygrandes, hay tanto «espacio» quecuerdas y anticuerdas raramentecolisionan y nunca se desmadejan. Sinembargo, Brandenberger y Vafademostraron que en tres o menosdimensiones espaciales es más probableque las cuerdas se desmadejen y lasdimensiones salten rápidamente haciafuera, dándonos el big bang. Lacaracterística atractiva de esta imagenes que la tipología de las cuerdas

explica aproximadamente por qué vemosa nuestro alrededor el espacio-tiempode cuatro dimensiones. Los universos dedimensiones superiores son posiblespero es menos probable verlos porquetodavía están estrechamente envueltospor cuerdas y anticuerdas.

Pero también hay otrasposibilidades en la teoría M. Si losuniversos pueden pellizcarse o surgiruno de otro, produciendo nuevosuniversos, quizá pueda pasar locontrario: los universos puedencolisionar, creando chispas en elproceso que producirán nuevosuniversos. En un guión así, quizás el bigbang ocurrió por una colisión de dosuniversos-brana paralelos, más que

porque brotara un universo.Esta segunda teoría fue propuesta

por los físicos Paul Steinhardt, dePrinceton, Burt Ovrut, de la Universidadde Pennsylvania, y Neil Turok, de laUniversidad de Cambridge, que crearonel universo «ekpirótico» (que significa«conflagración» en griego) paraincorporar las nuevas características dela visión M-brana, en la que algunas delas dimensiones extra podrían sergrandes e incluso infinitas. Empiezancon dos tres-brana planas, homogéneas yparalelas que representan el estado demenor energía. En un principio empiezancomo universos vacíos y fríos, pero lagravedad los va atrayendo lentamente.Finalmente colisionan y la vasta energía

cinética de la colisión se convierte en lamateria y radiación que forma nuestrouniverso. Algunos llaman a esta teoría«big splat» («gran plaf») en lugar de bigbang, porque el guión implica lacolisión de dos brana.

La fuerza de la colisión separa alos dos universos. Cuando estas dosmembranas se separan una de otra, seenfrían rápidamente, dándonos eluniverso que vemos hoy. El enfriamientoy la expansión continúan durantebillones de años, hasta que los universosse acercan al cero absoluto detemperatura y la densidad es de sólo unelectrón por mil billones de años luzcúbicos. En efecto, el universo sevuelve vacío e inerte. Pero la gravedad

continúa atrayendo las dos membranashasta que, billones de años después,colisionan otra vez y el ciclo se repiteen su totalidad.

Este nuevo guión es capaz deobtener los buenos resultados de lainflación (universo plano, uniformidad).Resuelve la cuestión de por qué eluniverso es tan plano: porque, paraempezar, las dos branas eran planas. Elmodelo también puede explicar elproblema del horizonte, es decir, porqué el universo parece tan notablementeuniforme en todas las direcciones. Esporque la membrana tiene mucho tiempopara alcanzar lentamente el equilibrio.Así, mientras la inflación explica elproblema del horizonte haciendo que el

universo se infle abruptamente, esteguión resuelve el problema del horizontede la manera opuesta, haciendo que eluniverso alcance el equilibrio enmovimiento lento.

(Esto también significa queposiblemente haya otras membranasflotando en el hiperespacio que puedencolisionar con la nuestra en el futuro,creando otro «gran plaf». Dado quenuestro universo se está acelerando, enrealidad es probable que haya otracolisión. Steinhardt añade: «Quizá laaceleración de la expansión del universoes precursora de esta colisión. No esuna idea agradable».)[22]

Cualquier guión que desafíeespectacularmente la imagen

prevaleciente de la inflación estácondenado a provocar encendidasréplicas. En realidad, una semanadespués de que este trabajo aparecieraen la red, Andrei Linde y su esposa,Renata Kallosh (también ella teórica decuerdas), y Lev Kofman, de laUniversidad de Toronto, publicaron unacrítica de este guión. Linde criticabaeste modelo porque algo tan catastróficocomo la colisión de dos universospodría crear una singularidad en que lastemperaturas y las densidades seacercaran al infinito. «Esto sería comotirar una silla a un agujero negro, el cualvaporizaría las partículas de la silla, ydecir que ello preserva de algún modola forma de la silla»[23], protestó Linde.

Steinhardt contestó diciendo: «Loque parece una singularidad en cuatrodimensiones puede no serlo en cinco.[...] Cuando las branas se aplastan, laquinta dimensión desaparecetemporalmente, pero las branas en sí nodesaparecen. Por tanto, la densidad y latemperatura no van al infinito y eltiempo continúa su marcha. Aunque larelatividad general se va al garete, lateoría de cuerdas no y lo que antesparecía un desastre en nuestro modelo,ahora parece manejable».

Steinhardt tiene de su parte elpoder de la teoría M, que se sabe queelimina singularidades. En realidad, éstaes la razón por la que los físicosteóricos necesitan para empezar una

teoría cuántica de la gravedad: paraeliminar infinidades. Sin embargo, Lindedestaca una vulnerabilidad conceptualde esta visión: que las branas existen enun estado plano y uniforme al principio.«Si uno empieza con perfección, podríallegar a explicar lo que ve [...] perotodavía no habrá contestado a lapregunta: ¿por qué el universo empezóperfecto?»[24], dice Linde. Steinhardtresponde: «Plano más plano igual aplano»[25]. Dicho de otro modo, hay quepartir de la base de que las membranasempezaron en el estado más bajo deenergía: el plano.

Alan Guth se ha mantenido abierto.«No creo que Paul y Neil puedan llegara demostrar lo que defienden, pero

realmente vale la pena contemplar susideas»[26], dice. Plantea preguntas ydesafía a los teóricos de cuerdas aexplicar la inflación: «A la larga, piensoque es inevitable que la teoría decuerdas y la teoría M necesitenincorporar la inflación, porque pareceser la solución a los problemas quepretendía resolver, es decir, ¿por qué eluniverso es tan uniforme y plano?»[27].Así pues, formula la pregunta: ¿puede lateoría M proporcionar la imagenestándar de la inflación?

Por último, hay otra teoría de lacosmología que compite con lasanteriores y emplea la teoría de cuerdas:la teoría del «pre big bang» de GabrieleVeneziano, el físico que colaboró en el

inicio de la teoría de cuerdas en 1968.En su teoría, el universo empezó enrealidad como un agujero negro. Siqueremos conocer cómo es el interior deun agujero negro, lo único que tenemosque hacer es mirar el exterior.

En esta teoría, el universo es enrealidad infinitamente viejo y empezó enel pasado distante prácticamente vacío yfrío. La gravedad empezó a crear entodo el universo aglomeraciones demateria que poco a poco se condensaronen regiones tan densas que seconvirtieron en agujeros negros.Empezaron a formarse horizontes desucesos alrededor de cada agujeronegro, separando permanentemente elexterior del horizonte de sucesos de su

interior. Dentro de cada horizonte desucesos, la materia siguió siendocomprimida por la gravedad, hasta queel agujero negro alcanzó finalmente lalongitud de Planck.

En este punto, entra la teoría decuerdas. La longitud de Planck es ladistancia mínima permitida por la teoríade cuerdas. El agujero negro empiezaentonces a rebotar en una granexplosión, causando el big bang. Comoeste proceso puede repetirse por todo eluniverso, esto significa que puede haberotros agujeros negros / universosdistantes.

(La idea de que nuestro universopueda ser un agujero negro no es tanrocambolesca como parece. Tenemos la

idea intuitiva de que un agujero negrotiene que ser extremadamente denso, conun campo gravitatorio enormeaplastante, pero no siempre es así. Lasdimensiones del horizonte de sucesos deun agujero negro son proporcionales asu masa. Cuanto más masivo es unagujero negro, más grande es suhorizonte de sucesos. Pero un horizontede sucesos más grande significa que lamateria se extiende por un volumen másgrande; como resultado, la densidad enrealidad decrece cuando la masaaumenta. De hecho, si un agujero negropesara tanto como nuestro universo, sumedida sería aproximadamente la denuestro universo y su densidad seríabastante baja, comparable a la de

nuestro universo.)Sin embargo, algunos astrofísicos

no parecen muy impresionados con laaplicación de la teoría de cuerdas y lateoría M a la cosmología. Joel Primack,de la Universidad de California en SantaCruz, es menos caritativo que otros:«Me parece una tontería montar tantorevuelo con este material. [...] Las ideasde estos artículos son esencialmenteimprobables»[28]. Sólo el tiempo dirá siPrimack tiene razón, pero como el ritmode la teoría de cuerdas se ha idoacelerando, podríamos encontrarnospronto con una resolución de esteproblema, que podría proceder denuestros satélites espaciales. Comoveremos en el capítulo 9, en 2020 se

enviará al espacio una nueva generaciónde detectores de ondas de gravedad,como LISA, que puede darnos lacapacidad de descartar o verificaralgunas de estas teorías. Si la teoría dela inflación es correcta, por ejemplo,LISA debería detectar ondas degravedad violentas creadas por elproceso inflacionario original. Sinembargo, el universo ekpirótico prediceuna lenta colisión entre los universos y,por tanto, ondas de gravedad mucho mássuaves. LISA debería permitirnosdescartar una de estas teoríasexperimentalmente. Dicho de otro modo,codificados dentro de las ondas degravedad creadas por el big bangoriginal, están los datos necesarios para

determinar qué guión es el correcto.LISA podría, por primera vez, darresultados experimentales sólidosrelativos a la inflación, la teoría decuerdas y la teoría M.

Miniagujeros negros

Como la teoría de cuerdas es enrealidad una teoría de todo el universo,para comprobarla se necesita crear ununiverso en el laboratorio (véasecapítulo 9). Normalmente, esperamosque los efectos cuánticos de la gravedadocurran en la energía de Planck, que esmil billones de veces más potente quenuestro acelerador de partículas máspotente, lo que hace imposiblecomprobar directamente la teoría de

cuerdas. Pero si realmente hay ununiverso paralelo que existe a menos deun milímetro de nosotros, la energía a laque ocurren la unificación y los efectoscuánticos puede ser bastante baja, dentrodel alcance de la próxima generación deaceleradores de partículas, como elGran Colisionador de Hadrones (LHC).Esto, a su vez, ha desencadenado unaavalancha de desarrollos en la física delos agujeros negros, siendo el másexcitante el «miniagujero negro». Losminiagujeros negros, que actúan como sifueran partículas subatómicas, son un«laboratorio» en el que puedencomprobarse algunas de laspredicciones de la teoría de cuerdas.Los físicos están entusiasmados con la

posibilidad de crearlos con el LHC (Losminiagujeros negros son tan pequeños,de dimensiones comparables a unelectrón, que no existe la amenaza deque puedan tragarse la Tierra. Los rayoscósmicos suelen golpear la Tierra conenergías que superan la de estosagujeros negros, sin ningún efectonocivo para el planeta.)

Aunque parezca muyrevolucionario, un agujero negrodisfrazado como una partículasubatómica es en realidad una ideaantigua, introducida por primera vez porEinstein en 1935. En opinión deEinstein, tiene que haber una teoría delcampo unificado en la que la materia,hecha de partículas subatómicas, podría

ser vista como una especie de distorsiónen la tela del espacio-tiempo. Para él,las partículas subatómicas como elelectrón eran en realidad «roscas» oagujeros de gusano en el espaciocurvado que, desde la distancia,parecían una partícula. Einstein, conNathan Rosen, acariciaba la idea de queun electrón pudiera ser en realidad unminiagujero negro disfrazado. De estemodo, intentó incorporar la materia ensu teoría del campo unificado, quereduciría las partículas subatómicas apura geometría.

Los miniagujeros negros fueronintroducidos nuevamente por StephenHawking, que demostró que los agujerosnegros deben evaporarse y emitir un

resplandor débil de energía. Durantemuchos millones de años, un agujeronegro emitiría tanta energía que seencogería, alcanzando finalmente lamedida de una partícula subatómica.

La teoría de cuerdas está ahorareintroduciendo el concepto deminiagujeros negros. Recordemos quelos agujeros negros se forman cuandouna gran cantidad de materia secomprime dentro de su radio deSchwarzschild. Como masa y energíapueden convertirse una en otra, losagujeros negros también pueden sercreados comprimiendo energía. Hay uninterés considerable por comprobar si elLHC es capaz de producir miniagujerosnegros entre los restos generados al

colisionar dos protones a 14 billones deelectronvoltios de energía. Estosagujeros negros serían muy pequeños,pesarían quizá sólo mil veces la masa deun electrón y durarían sólo 10-

23segundos, pero serían claramentevisibles entre las trazas de partículassubatómicas creadas por el LHC.

Los físicos también confían en quelos rayos cósmicos del espacio exteriorpuedan contener miniagujeros negros. ElObservatorio de Rayos Cósmicos PierreAuger, en Argentina, es tan sensible quepuede detectar algunos de los estallidosmás grandes de rayos cósmicos jamásregistrados por la ciencia. La esperanzaes que los miniagujeros negros puedanencontrarse naturalmente entre los rayos

cósmicos, lo que crearía una lluvia deradiación característica cuandogolpearan la atmósfera superior de laTierra. Un cálculo demuestra que eldetector de Rayos Cósmicos Augerpodría ser capaz de detectar hasta diezefluvios de rayos cósmicos por añomotivados por un miniagujero negro.

La detección de un miniagujeronegro, bien en el LHC de Suiza, o bienen el detector de Rayos Cósmicos Augerde Argentina, quizá antes de 2010,podría proporcionar pruebas de laexistencia de universos paralelos.Aunque no demostraría de maneraconcluyente la corrección de la teoría decuerdas, convencería a toda lacomunidad de la física de que la teoría

de cuerdas es coherente con todos losresultados experimentales y está en ladirección correcta.

Los agujeros negros y la paradojade la información

La teoría de cuerdas también puedeclarificar una de las paradojas másprofundas de la física de los agujerosnegros, que es la de la información.Como recordará el lector, los agujerosnegros no son totalmente negros, sinoque emiten pequeñas cantidades deradiación a través de la tunelización.Debido a la teoría cuántica, siempre hayla mínima posibilidad de que laradiación pueda escapar de las tenazasde la gravedad de un agujero negro, Esto

lleva a una filtración lenta de radiaciónde un agujero negro, que recibe elnombre de «radiación de Hawking.»

Esta radiación, a su vez, tiene unatemperatura asociada (que esproporcional al área de la superficie delhorizonte de sucesos del agujero negro).Hawking obtuvo una derivación generalde esta ecuación, pero una derivaciónrigurosa de este resultado exigiría usartodo el poder de la mecánica estadística(basada en contar los estados cuánticosde un agujero negro). Normalmente, loscálculos de la mecánica estadística sehacen contando el número de estadosque un átomo o molécula puede ocupar.Pero ¿cómo contamos los estadoscuánticos de un agujero negro? En la

teoría de Einstein, los agujeros negrosson perfectamente lisos, por lo quecontar sus estados cuánticos eraproblemático.

Los teóricos de cuerdas estabanansiosos por llenar esta laguna, por loque Andrew Strominger y Cumrum Vafa,de Harvard, decidieron analizar unagujero negro utilizando la teoría M.Como era demasiado difícil trabajar conel agujero negro en sí, tomaron unenfoque diferente y formularon unapregunta inteligente: ¿qué es el dual deun agujero negro? (Recordemos que unelectrón es el dual de un monopolomagnético, como un solo polo norte. Asípues, examinando un electrón en elcampo eléctrico débil, que es fácil de

hacer, podemos realizar un experimentomucho más difícil: un monopolocolocado en un campo magnético muygrande.) La esperanza era que el dualdel agujero negro fuera más fácil deanalizar que el agujero negro en sí,aunque a fin de cuentas tuviera el mismoresultado final. Mediante una serie demanipulaciones matemáticas, Stromingery Vafa pudieron demostrar que elagujero negro era el dual de un grupo deuno-branas y cinco-branas. Fue un aliviotremendo, porque se sabía cómo contarlos estados cuánticos de estas branas.Cuando Strominger y Vafa calcularon elnúmero de estados cuánticos,descubrieron que la respuestareproducía exactamente el resultado de

Hawking.La noticia era francamente buena.

La teoría de cuerdas, que a veces esridiculizada por no conectar con elmundo real, dio tal vez la solución máselegante a la termodinámica del agujeronegro.

Ahora, los teóricos de cuerdasintentan abordar el problema más difícilen la física de los agujeros negros, la«paradoja de la información». Hawkingha argumentado que si tiramos algo a unagujero negro, la información quetransporta se pierde para siempre, novuelve jamás. (Esta sería una manerainteligente de cometer el crimenperfecto. Un criminal podría utilizar unagujero negro para destruir todas las

pruebas incriminatorias.) Desde ladistancia, los únicos parámetros quepodemos medir para un agujero negroson masa, spin y carga. No importa loque se tira a un agujero negro, toda lainformación se pierde. (Esto confirma laafirmación de que los «agujeros negrosno tienen pelo», es decir, han perdidotoda la información, todo el pelo,excepto estos tres parámetros.)

La pérdida de información denuestro universo parece ser unaconsecuencia inevitable de la teoría deEinstein, pero esto viola el principio dela mecánica cuántica, que establece quela información nunca puede perderserealmente. En algún lugar, lainformación debe de estar flotando en

nuestro universo aun en el caso de que elobjeto original fuera engullido por unagujero negro.

«La mayoría de los físicos quierencreer que la información no se pierde»,ha escrito Hawking, «porque de estemodo el mundo es seguro y predecible.Pero yo creo que si uno se toma larelatividad general de Einstein en serio,debe dejar lugar a la posibilidad de queel espacio-tiempo se ate a sí mismo connudos y que la información se pierda enlos pliegues. Determinar si lainformación se pierde realmente o no esuna de las cuestiones más importantes dela física teórica actual»[29].

Esta paradoja, que enfrenta aHawking con la mayoría de los teóricos

de cuerdas, todavía no ha quedadoresuelta. Pero la apuesta entre losteóricos de cuerdas es que acabaremosencontrando dónde fue a parar lainformación perdida. (Por ejemplo, sitiramos un libro a un agujero negro, esconcebible que la información contenidaen el libro se filtre suavemente deregreso a nuestro universo en forma depequeñas vibraciones contenidas dentrode la radiación de Hawking de unagujero negro en evaporación. O quizáresurja de un agujero blanco al otro ladodel agujero negro.) Ésta es la razón porla que personalmente creo que cuandoalguien finalmente calcule lo que pasacon la información cuando desapareceen un agujero negro en la teoría de

cuerdas, este alguien descubrirá que lainformación no se ha perdido realmente,sino que reaparece sutilmente en algúnotro sitio.

En 2004, Hawking salió en laportada del New York Times trasanunciar ante las cámaras de televisiónque se había equivocado con elproblema de la información. (Hacetreinta años, apostó con otros físicos quela información nunca podría filtrarsedesde un agujero negro. El perdedor dela apuesta debía darle al ganador unaenciclopedia, en la que puede obtenersefácilmente la información.) Rehaciendoalgunos de sus anteriores cálculos, llegóa la conclusión de que si un objeto comoun libro caía en un agujero negro, podría

perturbar el campo de radiación queemitía, permitiendo que la informaciónse filtrara de regreso al universo. Lainformación contenida dentro del librosería codificada en la radiación que sefiltraba lentamente del agujero negro,aunque de forma mutilada.

Por un lado, esto puso a Hawkingen las filas de la mayoría de físicoscuánticos, que creen que la informaciónno puede perderse. Pero planteó lapregunta: ¿puede la información pasar aun universo paralelo? Superficialmente,su resultado parecía proyectar dudassobre la idea de que la informaciónpueda pasar por un agujero de gusano aun universo paralelo. Sin embargo,nadie cree que ésta sea la última palabra

sobre el tema. Hasta que no se hayadesarrollado del todo la teoría decuerdas, o no se haga un cálculogravitatorio cuántico completo, nadiecreerá que la paradoja de la informaciónesté totalmente resuelta.

El universo holográfico

Finalmente, hay una predicciónbastante misteriosa de la teoría M quetodavía no se entiende pero que puedetener profundas consecuencias físicas yfilosóficas. El resultado nos obliga aformularnos la pregunta: ¿es el universoun holograma? ¿Hay un «universo en lassombras» en el que nuestros cuerposexisten en una forma bidimensionalcomprimida? Esto también plantea otra

pregunta igualmente perturbadora: ¿es eluniverso un programa de ordenador?¿Puede el universo ponerse en un CDpara reproducirlo cuando nos plazca?

Actualmente se encuentranhologramas en las tarjetas de crédito, enmuseos infantiles y en parques deatracciones. Lo que los hace notables esque pueden capturar una imagentridimensional sobre una superficiebidimensional. Normalmente, simiramos una fotografía y a continuaciónmovemos la cabeza, la imagen de lafotografía no cambia. Un holograma esdiferente: cuando miramos una imagenholográfica y después movemos lacabeza, la imagen cambia como si lamirásemos a través de una ventana o por

el ojo de una cerradura. (Loshologramas pueden acabar llegando a latelevisión y al cine tridimensional. En elfuturo, quizá nos relajaremos en nuestrasala y miraremos una pantalla en lapared que nos dará una imagen completatridimensional de sitios lejanos, como sila pantalla de televisión fuera realmenteuna ventana a un nuevo paisaje. Además,si la pantalla de la pared tuviera formade gran cilindro, con nuestra salacolocada en el centro, parecería como sifuéramos transportados a un nuevomundo. Mirásemos donde mirásemos,veríamos la imagen tridimensional deuna nueva realidad, indistinguible de laverdadera realidad.)

La esencia del holograma es que su

superficie bidimensional codifica todala información necesaria parareproducir una imagen tridimensional.(Los hologramas se hacen en ellaboratorio proyectando luz de lásersobre una placa fotográfica sensible ypermitiendo que la luz interfiera con laluz de láser de la fuente original. Lainterferencia de las dos fuentes de luzcrea una pauta de interferencia que«congela» la imagen sobre la placabidimensional.)

Algunos cosmólogos hanconjeturado que esto también esaplicable al universo en sí, que tal vezvivimos en un holograma. El origen deesta extraña especulación surge de lafísica de los agujeros negros. Bekenstein

y Hawking conjeturan que la cantidadtotal de información contenida en unagujero negro es proporcional al área desuperficie de su horizonte de sucesos(que es una esfera). Se trata de unresultado extraño, porque normalmentela información almacenada en un objetoes proporcional a su volumen. Porejemplo, la cantidad de informaciónalmacenada en un libro es proporcionala sus dimensiones, no al área de lasuperficie de su portada. Esto losabemos instintivamente, cuandodecimos que no puede juzgarse un libropor su portada. Pero esta intuición fallapara los agujeros negros: podemosjuzgar un agujero negro por su aspecto.

Podemos descartar esta curiosa

hipótesis porque los agujeros negros sonrarezas extrañas en sí mismas donde laintuición normal se rompe. Sin embargo,este resultado también es aplicable a lateoría M, que puede darnos la mejordescripción de todo el universo. En1997, Juan Maldacena, del Instituto deEstudios Avanzados de Princeton, creósensación cuando demostró que la teoríade cuerdas lleva a un nuevo tipo deuniverso holográfico.

Empezó con un universo «anti-DeSitter» de cinco dimensiones queaparece a menudo en la teoría decuerdas o en la teoría de lasupergravedad. Un universo De Sitter esaquel con una constante cosmológicapositiva que crea un Universo en

aceleración. (Recordemos que la mejorrepresentación de nuestro universoactualmente es un universo De Sitter,con una constante cosmológica quesepara las galaxias cada vez a mayorvelocidad. Un universo anti-De Sittertiene una constante cosmológicanegativa y, por tanto, puedeimplosionar.) Maldacena demostró quehay una dualidad entre este universo decinco dimensiones y su «límite», que esun universo de cuatro dimensiones[30].Extrañamente, cualquier ser vivo en esteespacio de cinco dimensiones seríamatemáticamente equivalente a los seresvivos en este espacio de cuatrodimensiones. No hay manera dedistinguirlos.

Haciendo una analogíarudimentaria, pensemos en los peces quenadan dentro de una pecera. Estos pecespiensan que su pecera corresponde a larealidad. Ahora imaginemos una imagenholográfica bidimensional de estospeces proyectada sobre la superficie dela pecera. Esta imagen contiene unaréplica exacta de los peces originales,sólo que están aplanados. Cualquiermovimiento que haga el pez en la pecerase refleja en la imagen plana sobre lasuperficie de la pecera. Tanto los pecesque nadan en la pecera como los pecesplanos que viven en la superficiepiensan que ellos son los peces reales,que los otros son una ilusión. Todos lospeces están vivos y actúan como si

fueran los verdaderos. ¿Qué descripciónes correcta? En realidad, ambos sonverdaderos, porque sonmatemáticamente equivalentes eindistinguibles.

Lo que excitaba a los teóricos decuerdas es el hecho de que el espacioanti-De Sitter de cinco dimensiones esrelativamente fácil de calcular, mientrasque las teorías de campo de cuatrodimensiones son notablemente difícilesde manejar. (Aún hoy, después dedécadas de trabajo tenaz, nuestrosordenadores más potentes no puedenresolver el modelo de quark de cuatrodimensiones y derivar las masas delprotón y el neutrón. Las ecuaciones delos propios quarks se entienden

razonablemente bien, pero resolverlasen cuatro dimensiones para obtener laspropiedades de los protones y neutronesha demostrado ser más difícil de lo quese pensó previamente.) Un objetivo escalcular las masas y propiedades delprotón y del neutrón, utilizando estaextraña dualidad.

Esta dualidad holográfica tambiéntiene aplicaciones prácticas, como laresolución del problema de informaciónen la física de agujero negro. En cuatrodimensiones, es extremadamente difícildemostrar que la información no sepierde cuando lanzamos objetos a travésde un agujero negro. Pero este espacioes dual con un mundo de cincodimensiones, en el que la información

quizá nunca se pierda. La esperanza esque problemas que son intratables encuatro dimensiones (como el de lainformación, el cálculo de la masa delmodelo quark, etcétera) puedanresolverse finalmente en cincodimensiones donde las matemáticas sonmás sencillas. Y siempre es posible queesta analogía sea en realidad un reflejodel mundo real: que realmente existamoscomo hologramas.

¿Es el universo un programainformático?

John Wheeler, como vimos antes,creía que toda la realidad física podíareducirse a pura información.Bekenstein lleva la idea de la

información del agujero negro un pocomás hacia aguas inexploradasformulando la siguiente pregunta: ¿es eluniverso un programa informático?¿Somos simples bits en un CD cósmico?

La cuestión de si vivimos en unprograma informático fue llevada conbrillantez a la pantalla en la películaMatrix, donde los alienígenas hanreducido toda la realidad física a unprograma informático. Miles demillones de humanos piensan que llevanuna vida cotidiana, ignorantes del hechode que todo aquello es una fantasíagenerada por ordenador; que suscuerpos reales duermen en vainasmientras los alienígenas los utilizancomo fuente de energía.

En la película es posible presentarprogramas informáticos pequeños quepueden crear minirrealidadesartificiales. Si uno quiere convertirse enespecialista en kung fu o en piloto dehelicóptero, sólo tiene que insertar unCD en un ordenador, el programa secarga en nuestro cerebro y, ¡sorpresa!, alinstante aprende estas complicadashabilidades. Mientras el CD funciona, secrea toda una nueva subrealidad. Pero seplantea una pregunta intrigante: ¿puedetoda la realidad colocarse en un CD? Elpoder de la informática para simular unarealidad de miles de millones dehumanos durmientes es realmenteasombroso. Pero, en teoría: ¿puede todoel universo ser digitalizado en un

programa informático finito?Las raíces de esta cuestión se

remontan a las leyes de la dinámica deNewton, con muchas aplicacionesprácticas para el comercio y nuestrasvidas. Mark Twain pronunció una frasecélebre: «Todo el mundo se queja deltiempo, pero nadie hace nada alrespecto». La civilización moderna nisiquiera puede cambiar el curso de unasencilla tormenta, pero los físicos hanformulado una pregunta más modesta:¿podemos predecir el tiempo? ¿Puedeconcebirse un programa de ordenadorque prediga el curso de pautasclimáticas complejas en la Tierra? Estotiene aplicaciones muy prácticas paratodos los afectados por el tiempo, desde

los agricultores que quieren sabercuándo cosechar sus cultivos a losmeteorólogos que quieren saber el cursodel calentamiento global en este siglo.

En principio, los ordenadorespueden usar las leyes de la dinámica deNewton para calcular con una exactitudcasi absoluta el curso de las moléculasque forman el clima. Pero, en lapráctica, los programas de ordenadorson extremadamente rudimentarios y noson fiables para predecir el clima másallá de un par de días o tres, comomáximo. Para predecir el clima, senecesitaría determinar el movimiento decada molécula de aire (varios órdenesde magnitud fuera del alcance de nuestromás potente ordenador); también está el

problema de la teoría del caos y el«efecto mariposa», según el cual inclusola más diminuta vibración del ala de unamariposa puede causar un efecto deondas que, en coyunturas clave, podríacambiar decisivamente el tiempo acientos de kilómetros de distancia.

Los matemáticos resumen estasituación estableciendo que el modelomás pequeño que puede describir conexactitud el tiempo es el propio tiempo.Más que microanalizar cada molécula,lo mejor que podemos hacer es buscarestimaciones del tiempo del díasiguiente y también mayores tendenciasy pautas a más largo plazo (como elefecto invernadero).

Así pues, es extremadamente difícil

que un mundo newtoniano sea reducidoa un programa informático, porque haydemasiadas variables y demasiadas«mariposas». Pero, en el mundocuántico, pasan cosas extrañas.

Bekenstein, como vimos, demostróque el contenido de información total deun agujero negro es proporcional al áreade la superficie de su horizonte desuceso. Hay una manera intuitiva de veresto. Muchos físicos creen que la menordistancia posible es la longitud dePlanck de 10-³³cm. A esta distanciaincreíblemente pequeña, el espacio-tiempo ya no es liso, sino que se vuelve«espumoso», con aspecto burbujeante.Podemos dividir la superficie esféricadel horizonte en pequeños cuadrados, de

manera que cada uno de ellos mida lalongitud de Planck. Si cada uno de estoscuadrados contiene un bit deinformación, y añadimos todos loscuadrados, encontramosaproximadamente el contenido deinformación total del agujero negro. Estoparece indicar que cada uno de estos«cuadrados de Planck» es la menorunidad de información. Si esto es así,Bekenstein dice que quizá lainformación es el verdadero lenguaje dela física, no la teoría de campo. Como lodice él: «La teoría de campo, con suinfinito, no puede ser la historiadefinitiva»[31].

Desde el trabajo de MichaelFaraday en el siglo XIX, la física se ha

formulado en el lenguaje de campos, queson lisos y continuos y que miden lafuerza del magnetismo, la electricidad,la gravedad, etcétera, en cualquier puntodel espacio-tiempo. Pero la teoría decampos se basa en estructuras continuas,no digitalizadas. Un campo puedeocupar cualquier valor, mientras que unnúmero digitalizado sólo puederepresentar números discretos basadosen 0 y 1. Ésta es la diferencia, porejemplo, entre una lámina lisa de gomaen la teoría de Einstein y una malla dealambre fino. La lámina de goma puededividirse en un número infinito depuntos, mientras que una malla dealambre tiene una distancia mínima: lalongitud de la malla. Bekenstein sugiere

que «una teoría definitiva debeinteresarse no por los campos, nisiquiera por el espacio-tiempo, sino másbien por el intercambio de informaciónentre procesos físicos»[32].

Si el universo puede digitalizarse yreducirse a 0 y 1, ¿cuál es el contenidototal de información del universo?Bekenstein estima que un agujero negrode un centímetro de diámetro podríacontener 1066bits de información. Perosi un objeto de un centímetro puedecontener tantos bits de información, élestima que el universo visibleprobablemente contiene mucha másinformación, no menos de 10100bits deinformación (que en principio puedecomprimirse en una esfera de una

décima parte de un año luz de diámetro.Este número colosal, un 1 seguido de100 ceros, recibe el nombre de«google».)

Si esta imagen es correcta, tenemosuna extraña situación. Podría significarque mientras un mundo newtoniano nopuede ser simulado por ordenador (osólo puede serlo por un sistema tangrande como él mismo), en un mundocuántico, quizás el propio universopueda ponerse en un CD. En teoría, siponemos 10100bits de información en unCD, podemos observar cómo sedespliega cualquier acontecimiento ennuestra sala de estar. En principio, unopodría disponer o reprogramar los bitsdel CD de modo que la realidad física

proceda de manera diferente. En ciertosentido, tendríamos una capacidadparecida a la de Dios de reescribir elguión.

(Bekenstein también admite que elcontenido de información total deluniverso podría ser mayor. En realidad,el menor volumen que pueda contener lainformación del universo podría ser lamedida del universo en sí. Si esto es así,volvemos al punto de partida: el sistemamás pequeño que puede modelar eluniverso es el universo en sí.)

Sin embargo, la teoría de cuerdasofrece una interpretación ligeramentediferente de la «menor distancia» y de sipodemos digitalizar el universo en unCD. La teoría M posee lo que se llama

«dualidad T». Recordemos que elfilósofo griego Zenón pensaba que unalínea puede ser dividida en un númeroinfinito de puntos, sin límite. Hoy en día,físicos cuánticos como Bekenstein creenque la menor distancia podría ser ladistancia de Planck de 10-³³centímetros,donde la tela del espacio-tiempo sevuelve espumosa y burbujeante. Pero lateoría M da un nuevo giro. Digamos quetomamos una teoría de cuerdas yenvolvemos una dimensión en un círculode radio R. Después tomamos otracuerda y envolvemos una dimensión enun círculo de radio 1/R. Comparandoestas dos teorías bastante diferentes,encontramos que son exactamente lamisma.

Ahora hagamos que R se vuelvaextremadamente pequeño, más pequeñoque la longitud de Planck. Esto significaque la física dentro de la longitud dePlanck es idéntica a la física fuera deella. A la longitud de Planck, el espacio-tiempo puede volverse grumoso yespumoso, pero la física dentro de lalongitud de Planck y la física adistancias muy grandes pueden encajar yen realidad son idénticas.

Esta dualidad fue encontrada porprimera vez en 1984 por mi viejo colegaKeiji Kikkawa y su discípulo MasamiYamasaki, de la Universidad de Osaka.Aunque aparentemente la teoría decuerdas concluye que hay una «distanciamínima», la longitud de Planck, la física

no termina abruptamente en ella. Elnuevo giro es que la física menor a lalongitud de Planck es equivalente a lafísica mayor que ella.

Si esta interpretación chocante escorrecta, significa que incluso dentro dela «distancia más pequeña» de la teoríade cuerdas, puede existir un universoentero. Dicho de otro modo, podemosseguir usando la teoría de campo, consus estructuras continuas (nodigitalizadas) para describir el universoincluso a distancias dentro de la energíade Planck. Así, quizás el Universo nosea en absoluto un programainformático. En todo caso, como se tratade un problema bien definido, el tiempolo dirá.

(Esta dualidad-T es la justificacióndel guión «pre big bang» de Venezianoque mencioné antes. En este modelo unagujero negro colapsa a la longitud dePlanck y después «rebota» hacia el bigbang. Este rebote no es un sucesoabrupto, sino la fina dualidad T entre unagujero negro más pequeño que lalongitud de Planck y un universo enexpansión más grande que la longitud dePlanck.)

¿El final?

Si la teoría M tiene éxito, sirealmente es la teoría del todo, ¿es elfinal de la física tal como laconocemos?

La respuesta es que no.

Permítaseme poner un ejemplo. Aunquesepamos las normas del ajedrez, elhecho de conocerlas no nos convierte engrandes jugadores. Igualmente, conocerlas leyes del universo no significa quenos convirtamos en grandes maestros encuanto a la comprensión de su ricavariedad de soluciones.

Personalmente, creo que todavíasería un poco prematuro aplicar la teoríaM a la cosmología, aunque nos ofrezcauna nueva imagen asombrosa de cómopodría haber empezado el universo.Creo que el problema principal es queel modelo no está en su forma definitiva.La teoría M puede ser muy bien la teoríadel todo, pero le falta bastante para estarterminada. La teoría ha ido

evolucionando hacia atrás desde 1968 ytodavía no se han encontrado susecuaciones finales. (Por ejemplo, lateoría de cuerdas puede formularse através de la teoría de campo de cuerdas,como demostramos Kikkawa y yo haceaños. La contrapartida de estasecuaciones para la teoría M esdesconocida.)

La teoría M se enfrenta a variosproblemas. Uno de ellos es que losfísicos están ahora introduciendo p-branas. Se han escrito varios artículosque intentan catalogar la desconcertantevariedad de membranas que existen endiferentes dimensiones. Hay membranasen forma de donut con un agujero, undonut con múltiples agujeros,

membranas en intersección, etcétera.Viene a la cabeza lo que les ocurre

a los sabios ciegos de la fábula cuandose enfrentan a un elefante. Tocandodistintos puntos del animal, cada unoelabora su propia teoría. Un sabio, altocar la cola, dice que el elefante esuna-brana (una cuerda). Otro sabio, altocar la oreja, dice que el elefante esdos-brana (una membrana). Finalmente,el último dice que los otros dos sabiosse equivocan. Tocándole las patas, queparecen troncos de árboles, el tercersabio dice que el elefante es en realidaduna tres-brana. Como son ciegos, nopueden ver la imagen global, que lasuma total de una brana, dos-brana ytres-brana no es nada más que un solo

animal, un elefante.Igualmente, es difícil creer que los

cientos de membranas encontrados en lateoría M sean fundamentales de un modou otro. En el presente, no tenemos unacomprensión global de la teoría M. Mipunto de vista, que ha guiado miinvestigación actual, es que estasmembranas y cuerdas representan la«condensación» del espacio. Einsteinintentó describir la materia en términospuramente geométricos, como unaespecie de onda en la tela del espacio-tiempo. Si tenemos una sábana de cama,por ejemplo, y surge una onda, éstaactúa como si tuviera vida propia.Einstein intentó modelar el electrón yotras partículas elementales como algún

tipo de perturbación en la geometría delespacio-tiempo. Aunque finalmente nolo consiguió, esta idea puede serresucitada a un nivel mucho más alto enla teoría M.

Creo que Einstein estaba en elcamino correcto. Su idea era generar lafísica subatómica mediante la geometría.En lugar de intentar encontrar un análogogeométrico a las partículas puntuales,que era la estrategia de Einstein, unopodía modificarlo para intentar construirun análogo geométrico de las cuerdas ymembranas hechas de puro espacio-tiempo.

Una manera de ver la lógica de estaaproximación es observar la físicahistóricamente. En el pasado, siempre

que los físicos nos enfrentábamos a unespectro de objetos, éramos conscientesde que había algo más fundamental en laraíz. Por ejemplo, cuando descubrimoslas líneas espectrales emitidas por elgas hidrógeno, pudimos constatar que seoriginaban en el átomo, en los saltoscuánticos que realizaba el electróncuando daba vueltas alrededor delnúcleo. De manera similar, ante laproliferación de partículas fuertes en ladécada de 1950, los físicos finalmenteconstataron que no había nada más queestados limitados de quarks. Y ante laproliferación de quarks y otraspartículas «elementales» del modeloestándar; la mayoría de los físicoscreemos ahora que surgen de las

vibraciones de la cuerda.Con la teoría M, nos enfrentamos a

la proliferación de p-branas de todo tipoy variedades. Es difícil creer que estopueda ser fundamental, porquesimplemente hay demasiadas p-branas, yporque son inherentemente inestables ydivergentes. Una solución más sencilla,que concuerda con el enfoque histórico,es partir de la base de que la teoría M seorigina en un paradigma todavía mássencillo, quizá la propia geometría.

A fin de establecer esta cuestiónfundamental, necesitamos saber elprincipio físico subyacente a la teoría,no sólo sus matemáticas arcanas. Comodice el físico Brian Greene:«Actualmente, los teóricos de cuerdas

están en posición análoga a un Einsteinprivado del principio de equivalencia.Desde la perspicaz suposición deVeneziano en 1968, la teoría se ha idoarmando, descubrimiento trasdescubrimiento, revolución trasrevolución. Pero todavía carecemos deun principio organizador que englobeestos descubrimientos y todas las demáscaracterísticas de la teoría dentro de unmarco general y sistemático, un marcoque haga inevitable la existencia de cadaingrediente individual. Eldescubrimiento de este principiomarcaría un momento capital en eldesarrollo de la teoría de cuerdas, yaque probablemente expondría elfuncionamiento interior de la teoría con

una claridad imprevista»[33].También daría sentido a los

millones de soluciones encontradashasta ahora en la teoría de cuerdas, querepresentan, cada una de ellas, ununiverso plenamente autocoherente. Enel pasado se creía que, de esta selva desoluciones, sólo una representaba laverdadera solución de la teoría decuerdas. Hoy, nuestras ideas estáncambiando. Hasta ahora, no hay manerade seleccionar un universo de losmillones que se han descubierto hasta elmomento. Cada vez está másgeneralizada la opinión que estableceque si no podemos encontrar una solasolución a la teoría de cuerdas,probablemente es porque no existe.

Todas las soluciones son iguales. Hayun multiverso de universos, cada unocoherente con todas las leyes de lafísica. Esto nos lleva a lo que se llama«principio antrópico» y a la posibilidadde un «universo de diseño».

8. ¿Un universo dediseño?

Seguramente en toda unaeternidad se estropearon yecharon a perder numerososuniversos antes de dar coneste sistema; mucho trabajoperdido, muchas pruebasinfructuosas y una mejoralenta pero continua llevada acabo durante eras infinitas enel arte de creación del mundo.

David Hume

Cuando era pequeño y estaba en mi

segundo curso, mi maestra hizo unaafirmación casual que nunca olvidaré.Dijo: «Dios quería tanto a la Tierra quela puso justo delante del Sol». A los seisaños, me sorprendió la simplicidad y elpoder del argumento de estadeclaración. Si Dios hubiera puesto laTierra demasiado lejos del Sol, losocéanos se habrían congelado. Si lahubiera puesto demasiado cerca, losocéanos habrían roto a hervir. Para ella,eso significaba no sólo que Dios existía,sino que también era benevolente yamaba tanto la Tierra que la puso justodelante del Sol. Me impresionó mucho.

Hoy en día, los científicos dicen

que la Tierra vive en la «zonaGoldilocks» del Sol, justo lo bastantelejos para que el agua líquida, el«disolvente universal», pueda existirpara crear la química de la vida. Si laTierra estuviera más lejos del Sol,podría ser como Marte, un «desiertohelado», donde las temperaturas hancreado una superficie áspera y estéril enla que el agua e incluso el dióxido decarbono a menudo son sólidoscongelados. Incluso bajo la tierra deMarte se encuentra permafrost, una capapermanente de agua helada.

Si la Tierra estuviera más cerca delSol, podría llegar a ser parecida alplaneta Venus, cuyas dimensiones soncasi idénticas a las de la Tierra pero que

se conoce como el «planetainvernadero». Como Venus está tancerca del Sol, y su atmósfera estáformada por dióxido de carbono, elplaneta retiene la energía solar y alcanzatemperaturas que superan los 482° C. Acausa de esto, Venus es el planeta máscaliente, como promedio, del sistemasolar. Con lluvias de ácido sulfúrico,presiones atmosféricas cien vecesmayores que las encontradas en laTierra y temperaturas abrasadoras,Venus es quizás el planeta más infernaldel sistema solar, en buena medidaporque está más cerca del Sol que laTierra.

Analizando el argumento de mimaestra de segundo curso, los

científicos dicen que su declaración esun ejemplo del principio antrópico, queestablece que las leyes de la naturalezaestán dispuestas de modo que hacenposibles la vida y la conciencia. Queestas leyes hayan sido dispuestas por unpoderoso diseño o por accidente ha sidotema de grandes debates, sobre todo enaños recientes, a causa del númeroabrumador de «accidentes» ocoincidencias descubiertas que hacenposible la vida y la conciencia. Paraalgunos, esto es la prueba de que unadeidad ha dispuesto deliberadamente lasleyes de la naturaleza para hacer posiblela vida, y a nosotros. Pero para otroscientíficos significa que somos elresultado de una serie de accidentes

afortunados. O quizá, si uno cree en lasramificaciones de la inflación y la teoríaM, que hay un multiverso de universos.

Para valorar la complejidad deestos argumentos, consideremos primerolas coincidencias que hacen posible lavida en la Tierra. Vivimos no sólodentro de la zona Goldilocks del Sol,sino también en una serie de otras zonasGoldilocks. Por ejemplo, nuestra Lunatiene exactamente la dimensión correctapara estabilizar la órbita de la Tierra. Sila Luna fuera mucho más pequeña,incluso perturbaciones diminutas en larotación de la Tierra se habríanacumulado lentamente durante cientos demillones de años, haciendo que la Tierrase inclinara sobre su eje de manera

desastrosa y causando cambios drásticosen el clima que harían imposible la vida.Los programas informáticos muestranque sin una Luna grande(aproximadamente un tercio de lasdimensiones de la Tierra), el eje de laTierra se habría desplazado unos 90°durante un periodo de muchos millonesde años. Como los científicos creen quela creación del ADN necesitó cientos demillones de años de estabilidadclimática, una Tierra queperiódicamente se inclinara sobre su ejecrearía cambios catastróficos en elclima que harían imposible la creacióndel ADN. Afortunadamente, nuestraLuna tiene la medida «exactamentecorrecta» para estabilizar la órbita de la

Tierra, de modo que no ocurrirá undesastre así. (Las lunas de Marte no sonlo bastante grandes para estabilizar surotación. Como resultado, Marteempieza a entrar lentamente en otra erade inestabilidad. En el pasado, losastrónomos creen que Marte podríahaberse inclinado unos 45° sobre sueje.)

Debido a pequeñas fuerzasmaremotrices, la Luna se aleja de laTierra a un ritmo de unos 4 centímetrospor año; en unos 2.000 millones deaños, estará demasiado lejos paraestabilizar la rotación de la Tierra. Estopuede ser desastroso para la vida en laTierra. De aquí a miles de millones deaños, el cielo nocturno no sólo estará

desprovisto de luna, sino que podríamosver una serie totalmente diferente deconstelaciones al haberse inclinado laTierra en su órbita. El clima de la Tierrase volverá irreconocible y la vida seráimposible.

El geólogo Peter Ward y elastrónomo Donald Brownlee, de laUniversidad de Washington, escriben:«Sin la Luna no habría rayos de luna, nohabría meses, no habría lunáticos nohabría programa Apolo, habría menospoesía y un mundo en el que todas lasnoches serían oscuras y lúgubres. Sin laLuna también es probable que nipájaros, secuoyas, ballenas, trilobites niningún tipo de vida avanzada habríaornado jamás la Tierra»[1].

Igualmente, los modelosinformáticos muestran que la presenciadel planeta Júpiter en nuestro sistemasolar es afortunada para la vida en laTierra, porque su inmensa gravedadayuda a lanzar asteroides hacia elespacio exterior. Se tardó casi milmillones de años, durante la «era de losmeteoritos» es decir, desde hace 4.500millones a 3.500 millones años en«limpiar» nuestro sistema solar de losrestos de asteroides y cometas presentesdesde su creación. Si Júpiter fueramucho más pequeño y su gravedadmucho más débil, nuestro sistema solarestaría plagado de asteroides que haríanimposible la vida en la Tierra, porquelos asteroides irían cayendo sobre los

océanos y destruyendo la vida. Portanto, Júpiter también tiene la dimensióncorrecta.

También vivimos en la zonaGoldilocks de masas planetarias. Si laTierra fuera un poco más pequeña, sugravedad sería tan débil que no podríaretener el oxígeno. Si fuera demasiadogrande, retendría muchos de sus gasesprimordiales venenosos, queimposibilitarían la vida. La Tierra tieneel peso «exactamente adecuado» paramantener una composición atmosféricabeneficiosa para la vida.

También vivimos en la zonaGoldilocks de órbitas planetariaspermisibles. Sorprendentemente, lasórbitas de los otros planetas, excepto

Plutón, son casi todas circulares, lo quesignifica que los impactos planetariosson raros en el sistema solar. Estoimplica que la Tierra no se acercará aningún gigante gaseoso cuya gravedadpodría interrumpir fácilmente la órbitade la Tierra. Esto también es bueno parala Tierra, que necesita cientos demillones de años de estabilidad.

Además, la Tierra también existedentro de la zona Goldilocks de lagalaxia de la Vía Láctea, a unos dostercios de distancia del centro. Si elsistema solar estuviera demasiado cercadel centro galáctico, donde acecha unagujero negro, el campo de radiaciónsería tan intenso que la vida seríaimposible. Y si el sistema solar

estuviera demasiado lejos, no habríasuficientes elementos químicossuperiores para producir los compuestosnecesarios para la vida.

Los científicos puedenproporcionar decenas de ejemplos enlos que la Tierra se encuentra en milesde zonas Goldilocks. Los astrónomosWard y Brownlee argumentan quevivimos dentro de tantas bandasestrechas de zonas Goldilocks que esposible que la vida inteligente en laTierra sea la única en la galaxia, quizásincluso en el universo. Recitan una listanotable de maneras en que la Tierratiene la cantidad «exactamente correcta»de océanos, placas tectónicas, contenidode oxígeno, contenido de calor,

inclinación de su eje, etcétera, paracrear vida inteligente. Si la Tierraestuviera fuera de sólo una de estasestrechas bandas, no estaríamos aquípara hablar de la cuestión.

¿Fue colocada la Tierra en mediode estas zonas Goldilocks porque Diosla amaba? Quizá. Sin embargo, podemosllegar a una conclusión que no se basaen la divinidad. A lo mejor hay millonesde planetas muertos en el espacio queestán demasiado cerca de sus soles, quetienen unas lunas demasiado pequeñas,que tienen unos Júpiter demasiadopequeños, o que están demasiado cercade su centro galáctico. La existencia dezonas Goldilocks con respecto a laTierra no significa necesariamente que

Dios nos haya otorgado una bendición;podría tratarse de una simplecoincidencia, un raro ejemplo entremillones de planetas muertos en elespacio, que están fuera de las zonasGoldilocks.

El filósofo griego Demócrito, quepropuso la hipótesis de la existencia delos átomos, escribió: «Hay mundosinfinitos en número y diferentes enmedida. En algunos no hay ni Sol niLuna. En otros, hay más de un Sol y unaLuna. Las distancias entre los mundosson desiguales, en algunas direccioneshay más. [...] Su destrucción se producepor colisión de uno con otro. Algunosmundos están desprovistos de vidaanimal y vegetal y de toda humedad»[2].

En 2002, los astrónomos habíandescubierto un centenar de planetasextrasolares que giraban alrededor deotras estrellas. Se descubren planetasextrasolares a un ritmo de uno cada dossemanas aproximadamente. Como losplanetas extrasolares no despiden luzpropia, los astrónomos los identificancon distintos medios indirectos. El másfiable es buscar el balanceo de laestrella madre, que se mueve haciadelante y hacia atrás cuando un planetade las dimensiones de Júpiter da vueltasalrededor de ella. Analizando eldeslizamiento Doppler de la luz emitidapor la estrella que se balancea, unopuede calcular con qué rapidez semueve y utilizar las leyes de Newton

para calcular la masa de su planeta.«Podemos pensar en la estrella y el

gran planeta como una pareja debailarines que giran mientras juntan susmanos estiradas. La bailarina, máspequeña, recorre distancias mayores enun círculo más grande, mientras elbailarín, más grande, se limita a moverlos pies en un círculo muy pequeño: elmovimiento alrededor del círculointerior pequeño es el "balanceo" quevemos en estas estrellas»[3], dice ChrisMcCarthy, de la Carnegie Institution.Este proceso es tan exacto que podemosdetectar mínimas variaciones en lavelocidad de hasta 3 metros por segundo(la velocidad de un paseo a buen ritmo)en cientos de estrellas a años luz de

distancia.Se han propuesto otros métodos

ingeniosos para encontrar más planetas.Uno de ellos consiste en buscar unplaneta cuando eclipsa a la estrellamadre, lo que produce una ligerareducción de su brillo en el momento enque el planeta pasa por delante de laestrella. Y, dentro de quince o veinteaños, la NASA pondrá en órbita unsatélite espacial con un Sistema deinterferometría que podrá encontrarplanetas más pequeños, como la Tierra,en el espacio exterior. (Como el brillode la estrella madre abruma al planeta,este satélite utilizará la interferencia deluz para anular el halo intenso de laestrella madre, dejando al pequeño

planeta sin oscurecer.)Hasta ahora, ninguno de los

planetas extrasolares de las dimensionesde Júpiter que hemos descubierto separece a nuestra Tierra, y todos estánprobablemente muertos. Los astrónomoslos han descubierto en órbitas muyexcéntricas o en órbitas extremadamentecercanas a sus estrellas madre; en amboscasos, un planeta como la Tierra dentrode una zona Goldilocks es imposible. Enestos sistemas solares, el planeta de lasdimensiones de Júpiter cruzaría la zonaGoldilocks y lanzaría cualquier pequeñoplaneta de las dimensiones de la Tierrahacia el espacio exterior, impidiendo laformación de vida tal como laconocemos.

Las órbitas altamente excéntricasson comunes en el espacio, tan comunes,en realidad, que cuando se descubrió unsistema solar «normal» en el espacio enel año 2003 alcanzó los titulares. Losastrónomos de los Estados Unidos yAustralia saludaron el descubrimientode un planeta de las dimensiones deJúpiter que gira alrededor de la estrellaHD 70642. Lo que era tan poco habitualen este planeta (con el doble de tamañode Júpiter) es que estaba en órbitacircular aproximadamente en la mismaratio que Júpiter con nuestro Sol[4].

Sin embargo, en el futuro losastrónomos deberían ser capaces decatalogar todas las estrellas cercanascon posibles sistemas solares.

«Trabajamos con el fin de someter areconocimiento las 2.000 estrellas máscercanas parecidas al Sol, todas lasestrellas del tipo del Sol que están amenos de 150 años luz»[5], dice PaulBuder, de la Carnegie Institution deWashington, que estuvo implicado en elprimer descubrimiento de un planetaextras alar en 1995. «Nuestro objetivoes doble: proporcionar unreconocimiento, un primer censo, denuestros vecinos más cercanos en elespacio, y proporcionar los primerosdatos para abordar la cuestiónfundamental: hasta qué punto es común oraro nuestro propio sistema solar.»

Accidentes cósmicos

Para crear vida, nuestro planeta

tiene que haber sido relativamenteestable durante cientos de millones deaños, pero es francamente difícil hacerun mundo que sea estable durante todoeste tiempo.

Empecemos con la manera como segeneran los átomos, a partir del hechode que un protón pesa ligeramentemenos que un neutrón. Ello significa quelos neutrones se descomponenfinalmente en protones, que ocupan unestado de energía más bajo. Si el protónfuera sólo un 1% más pesado, sedescompondría en un neutrón, todos losnúcleos se volverían inestables y sedesintegrarían. Los átomos una vez

descompuestos harían imposible la vida.Otro accidente cósmico que hace

posible la vida es que el protón esestable y no se descompone en unantielectrón. Los experimentos handemostrado que el tiempo de vida de unprotón es verdaderamente astronómico,mucho más largo que el del universo.Para el objetivo de crear un ADNestable, los protones tienen que serestables como mínimo durante cientosde millones de años.

Si la interacción nuclear fuertefuera un poco más débil, núcleos comoel del deuterio se desintegrarían y no sehabrían generado sucesivamente en elinterior de las estrellas, a través de lanucleosíntesis, los elementos químicos

que forman el universo. Si la interacciónnuclear fuera un poco más fuerte, lasestrellas quemarían su combustiblenuclear con excesiva rapidez y la vidano tendría tiempo para evolucionar.

Si variamos la intensidad de lainteracción débil, también encontramosque la vida vuelve a ser imposible. Losneutrinos, que actúan a través de lainteracción nuclear débil, son crucialespara transportar la energía hacia fueradesde una supernova que ha estallado.Esta energía, a su vez, es responsable dela creación de los elementos superioresmás allá del hierro. Si la interaccióndébil fuera un poco más débil, losneutrinos apenas interaccionarían, lo quesignificaría que las supernovas no

podrían crear los elementos más allá delhierro. Si la interacción débil fuera unpoco más fuerte, los neutrinos nopodrían escapar adecuadamente delnúcleo de una estrella, impidiendonuevamente la creación de los elementossuperiores que forman nuestros cuerposy nuestro mundo.

En realidad, los científicos hanreunido largas listas con decenas deestos «accidentes cósmicos felices».Cuando uno revisa esta lista imponente,es chocante descubrir cuántas de lasconstantes conocidas del universo seencuentran dentro de una banda muyestrecha que hace posible la vida. Si unosolo de estos accidentes fuera alterado,las estrellas nunca se formarían, el

universo se desintegraría, el ADN noexistiría, la vida como la conocemossería imposible, la Tierra volcaría o secongelaría, etcétera.

El astrónomo Hugh Ross, parasubrayar lo realmente sorprendente quees esta situación, la ha comparado con elmontaje completo de un Boeing 747como resultado de un tornado sobre unachatarrería.

El principio antrópico

Todos los argumentos presentadosmás arriba vuelven a reunirse bajo elprincipio antrópico. Pueden adoptarsedistintas opiniones en relación con estecontrovertido principio. Mi maestra desegundo grado pensaba que estas felices

coincidencias implicaban la existenciade un gran diseño o plan. Como dijo enuna ocasión el físico Freeman Dyson:«Es como si el universo supiera queíbamos a llegar nosotros». Esto es unejemplo de principio antrópico fuerte, laidea de que el ajuste preciso de lasconstantes físicas no es un accidente,sino que implica un diseño de algúntipo. (El principio antrópico débilestablece simplemente que lasconstantes físicas del universo son talesque hacen posible la vida y laconciencia.)

El físico Don Page ha resumido lasdistintas formas del principio antrópicoque se han propuesto a lo largo de losaños[6]:

Principio antrópicodébil: «Lo que observamossobre el universo estálimitado por la necesidad denuestra existencia comoobservadores».

Principio antrópicodébil-fuerte: «Al menos en unmundo [...] del universo demuchos mundos, puededesarrollarse la vida».

Principio antrópicofuerte: «El universo debetener las propiedades aptaspara que pueda desarrollarsela vida en él en algúnmomento».

Principio antrópicofinal: «La inteligencia debedesarrollarse dentro deluniverso y nunca morirá».

Un físico que se toma en serio el

principio antrópico fuerte y dice que esuna señal de Dios, es VeraKistiakowsky, del MIT. Afirma: «Elorden exquisito que se muestra ennuestra comprensión científica delmundo físico exige una divinidad»[7]. Uncientífico que apoya esta opinión esJohn Polkinghorne, un físico departículas que dejó su puesto en laUniversidad de Cambridge y se hizosacerdote de la Iglesia de Inglaterra.

Escribe que el universo «no es "unmundo viejo cualquiera", sino que esespecial y está bien afinado para lavida, porque es la creación de unCreador que desea que así sea»[8].Ciertamente, el propio Isaac Newton,que propuso el concepto de leyesinmutables que guiaban los planetas ylas estrellas sin intervención divina,creía que la elegancia de estas leyesapuntaba a la existencia de Dios.

Pero el físico y premio NobelSteven Weinberg no lo ve así. Reconoceel atractivo del principio antrópico: «Escasi irresistible para los humanos creerque tenemos alguna relación especialcon el universo, que la vida humana noes sólo el resultado más o menos

absurdo de una cadena de accidentesque se remontan a los primeros tresminutos, sino que de algún modo fuimoscreados desde el principio»[9]. Sinembargo, llega a la conclusión de que elprincipio antrópico fuerte es «poco másque una superchería».

También hay otros pococonvencidos por el principio antrópico.El difunto físico Heinz Pagels quedóimpresionado por el principio antrópico,pero finalmente perdió interés en élporque no tenía poder de predicción. Lateoría no es comprobable ni hay unamanera de extraer información de ella.En cambio, produce una cantidadinterminable de tautologías vacías: queestamos aquí porque estamos aquí.

Guth también despacha el principioantrópico diciendo: «Me parece difícilcreer que alguien pueda usar elprincipio antrópico si tiene unaexplicación mejor. Todavía no he oídohablar, por ejemplo, de un principioantrópico de la historia del mundo. [...]El principio antrópico es algo que lagente hace cuando no se le ocurre nadamejor»[10].

Multiverso

Otros científicos, como Sir MartinRees, de la Universidad de Cambridge,piensan que estos accidentes cósmicosson una prueba de la existencia delmultiverso. Rees cree que la única

manera de resolver el hecho de quevivamos dentro de una franjaincreíblemente estrecha de cientos de«coincidencias» equivale a postular laexistencia de millones de universosparalelos. En este multiverso deuniversos, la mayoría de universos estánmuertos. El protón no es estable. Losátomos nunca se condensan. El ADNnunca se forma. El universo colapsaprematuramente o se congela casiinmediatamente. En cambio, en nuestrouniverso se ha producido una serie deaccidentes cósmicos, no necesariamenteprovocados por la mano de Dios sinopor la estadística.

En cierto sentido, Sir Martin Reeses la última persona de quien podríamos

esperar que presentase la idea deuniversos paralelos. Es Astrónomo Realde Inglaterra y tiene una granresponsabilidad como representante delpunto de vista oficial sobre el universo.De pelo cano, distinguido eimpecablemente vestido, Rees habla conla misma facilidad de las maravillas delcosmos que de las preocupaciones delpueblo en general.

Él cree que no es un accidente queel universo tenga un ajuste preciso parapermitir la existencia de vida.Simplemente hay demasiados accidentespara que el universo esté en esta bandatan estrecha que permite la vida. «Elajuste preciso aparente del que dependenuestra existencia podría ser una

coincidencia», escribe Rees. «En otrostiempos lo creí. Pero ahora esta opiniónme parece demasiado estrecha. [...] Unavez aceptamos esto, distintascaracterísticas aparentemente especialesde nuestro universo —las que algunosteólogos presentaron alguna vez comoprueba de la Providencia o del diseño—no causan sorpresa.»[11]

Rees ha intentado dar sustancia aeste argumento cuantificando algunos deestos conceptos. Afirma que el universoparece gobernado por seis números,cada uno de los cuales es mensurable yestá ajustado con precisión. Estos seisnúmeros tienen que satisfacer lascondiciones para que haya vida, o enotro caso crean universos muertos.

En primer lugar está Épsilon, queequivale a 0,007, la cantidad relativa dehidrógeno que se convierte en helio através de la fusión en el big bang. Si estenúmero fuera 0,006 en lugar de 0,007, lainteracción nuclear se debilitaría y losprotones y neutrones no se unirían. Eldeuterio (con un protón y un neutrón) nopodría formarse, por tanto no se habríancreado los elementos más pesados en lasestrellas, los átomos de nuestro cuerpono se podrían haber formado y todo eluniverso se habría disuelto enhidrógeno. Incluso una pequeñareducción en la fuerza nuclear crearíainestabilidad en la tabla periódica delos elementos y habría menos elementosestables con los que crear vida.

Si Épsilon fuera 0,008, la fusiónhabría sido tan rápida que el hidrógenono habría sobrevivido al big bang y hoyno habría estrellas para dar energía a losplanetas. O quizá se habrían unido dosprotones, imposibilitando también lafusión en las estrellas. Rees señala elhecho de que Fred Hoyle encontró queincluso un cambio tan pequeño como el4 % en la interacción nuclear habríaimposibilitado la formación de carbonoen las estrellas, haciendo imposibles loselementos superiores y, por tanto, lavida.[12] Hoyle descubrió que si unomodificaba ligeramente la fuerzanuclear, el berilio sería tan inestable queno podría ser nunca un «puente» paraformar átomos de carbono.

En segundo lugar está N, queequivale a 1016, que es la energía de lafuerza eléctrica dividida por la fuerza dela gravedad, lo cual muestra el grado dedebilidad de la gravedad. Si la gravedadfuera aún más débil, las estrellas nopodrían condensarse y no generarían lasaltísimas temperaturas necesarias parala fusión. Por tanto, las estrellas nobrillarían y los planetas se sumergiríanen la oscuridad helada.

Pero si la gravedad fuera un pocomás fuerte, las estrellas se calentaríancon excesiva rapidez y quemarían sucombustible tan deprisa que no podríaempezar la vida. Además, una gravedadmás fuerte significaría que las galaxiasse formarían antes y que serían bastante

pequeñas. Las estrellas estarían másjuntas y se producirían colisionesdesastrosas entre estrellas y planetas.

En tercer lugar está Omega, ladensidad relativa del universo. SiOmega fuera demasiado pequeña, eluniverso se expandiría y se enfriaríaprogresivamente. Pero si Omega fuerademasiado grande, el universo secolapsaría antes de que pudiera empezarla vida. Rees escribe: «Un segundodespués del big bang, Omega no podíadiferir de la unidad en más de una parteentre mil billones (uno en 1015) a fin deque el universo estuviera todavía ahora,después de 10 mil millones de años,expandiéndose y con un valor de Omegaque ciertamente no se ha alejado

excesivamente de la unidad»[13].En cuarto lugar está Lambda, la

constante cosmológica, que determina laaceleración del universo. Si fuera sólounas cuantas veces más grande, laantigravedad que crearía haría explotarel universo y lo llevaría a una grancongelación inmediata, haciendoimposible la vida. Pero si la constantecosmológica fuera negativa, el universose habría contraído violentamente en unagran implosión demasiado pronto paraque se formara la vida. Dicho de otromodo, la constante cosmológica, comoOmega, también debe estar dentro deuna determinada banda estrecha parahacer posible la vida.

En quinto lugar está Q, la amplitud

de las irregularidades en el fondocósmico de microondas, que equivale a10-5. Si el número fuera un poco máspequeño, el universo seríaextremadamente uniforme, una masa sinvida de gas y polvo, que nunca secondensaría en las estrellas y galaxiasde hoy. El universo sería oscuro,uniforme, monótono y sin vida. Si Qfuera mayor, la materia se habríacondensado antes en la historia deluniverso en estructuras supergalácticasinmensas. Estos «grandes focos demateria se habrían condensado engrandes agujeros negros»[14], dice Rees.Estos grandes agujeros negros seríanmás pesados que un grupo entero degalaxias. Las estrellas que se pudieran

formar en estos grandes grupos de gas,cualesquiera que fueran, estarían tanjuntas que los sistemas planetariosserían imposibles.

En último lugar está D, el númerode dimensiones espaciales. Debido alinterés por la teoría M, los físicos hanvuelto a la cuestión de si la vida esposible en dimensiones superiores oinferiores. Si el espacio fueseunidimensional, probablemente la vidano podría existir porque el universosería trivial. Normalmente, cuando losfísicos intentamos aplicar la teoríacuántica a universos unidimensionales,encontramos que las partículas pasanuna a través de otra sin interaccionar.Así pues, es posible que los universos

existentes en una dimensión no puedantener vida porque las partículas nopueden «unirse» para formar objetoscada vez más complejos.

En espacios de dos dimensiones,también tenemos un problema, porquelas formas de vida probablemente sedesintegrarían. Imaginemos una razabidimensional de seres planos, llamadosplanilandeses, que vivieran en el tablerode una mesa. Imaginémoslos intentandocomer. El camino que va de su boca a sutrasero partiría al planilandés por lamitad y lo rompería. Así, es difícilimaginar cómo podría existir unplanilandés como ser complejo sindesintegrarse o romperse en piezasseparadas.

Otro argumento de la biologíaindica que la inteligencia no puedeexistir en menos de tres dimensiones.Nuestro cerebro consiste en un grannúmero de neuronas que seinterrelacionan conectadas a una redeléctrica inmensa. Si el universo fuerauni o bidimensional, sería difícilconstruir redes neuronales complejas,especialmente si se cortocircuitan alcolocarse una encima de otra. Endimensiones menores, estaríamosgravemente limitados por el número decircuitos lógicos complejos y neuronasque podemos colocar en un área plana.Nuestro propio cerebro, por ejemplo,consiste en unos 100 mil millones deneuronas, aproximadamente las estrellas

que hay en la galaxia de la Vía Láctea,con cada neurona conecta da a unas10.000 neuronas más. Una complejidadasí sería difícil de reproducir en menosde tres dimensiones.

En cuatro dimensiones del espacio,hay otro problema: los planetas no sonestables en sus órbitas alrededor delSol. La ley del cuadrado inverso deNewton es sustituida por una ley delcubo inverso. En 1917, Paul Ehrenfest,un colega de Einstein, especuló sobrequé aspecto podía tener la física en otrasdimensiones. Analizó lo que se llama la«ecuación de Poisson-Laplace» (quegobierna el movimiento de objetosplanetarios, así como las cargaseléctricas en los átomos) y encontró que

las órbitas no son estables en cuatro omás dimensiones espaciales. Dado quelos electrones, tanto en los átomos comoen los planetas, experimentan colisionesaleatorias, los átomos y los sistemassolares probablemente no pueden existiren dimensiones superiores. Dicho deotro modo, tres dimensiones son un casoespecial.

Para Rees, el principio antrópicoes uno de los argumentos másconvincentes del multiverso. Del mismomodo que la existencia de zonasGoldilocks para la Tierra implicaplanetas extrasolares, la existencia dezonas Goldilocks para el universoimplica que hay universos paralelos.Rees comenta: «Si hay muchas

existencias de ropa, no es sorprendenteencontrar un traje adecuado. Si haymuchos universos, cada uno de ellosgobernado por una serie de númerosdiferentes, habrá uno en el que haya unaserie particular de números adecuadapara la vida. Nosotros estamos enéste»[15]. Dicho de otro modo, nuestrouniverso es como es por estadísticaaplicada a muchos universos en elmultiverso, no porque sea un diseñofantástico.

Weinberg parece estar de acuerdoen este punto. En realidad, la idea de unmultiverso le parece intelectualmenteagradable. Nunca le gustó la idea de queel tiempo pudiera existir súbitamente enel big bang y que no existiera antes. En

un multiverso, tenemos la creacióneterna de universos.

Hay otra razón extravagante por laque Rees prefiere la idea del multiverso.Le parece que el universo contiene unapequeña cantidad de «fealdad». Porejemplo, la órbita de la Tierra esligeramente elíptica. Si fueraperfectamente circular, podría decirse,como han hecho los teólogos, que eraresultado de la intervención divina. Perono lo es, lo que indica una cantidaddeterminada de aleatoriedad dentro dela estrecha banda Goldilocks.

Igualmente, la constantecosmológica no es exactamente cerosino que es pequeña, lo que indica quenuestro universo no es «más especial

que lo que requiere nuestra presencia».Todo esto es coherente con el hecho deque nuestro universo ha sido generadoaleatoriamente por accidente.

Evolución de universos

Como es astrónomo, más quefilósofo, Rees dice que lo esencial esque todas las teorías seancomprobables. En realidad, ésta es larazón por la que prefiere la idea delmultiverso a las teorías místicas rivales.Cree que la teoría del multiverso puedeser comprobada en los próximos veinteaños.

En realidad, hay una variación dela idea de multiverso comprobable hoyen día. El físico Lee Smolin va aún más

allá que Rees y asume que se produjouna «evolución» de universos, parecidaa la evolución darwinista, que llevófinalmente a universos como el nuestro.En la teoría inflacionaria caótica, porejemplo, las constantes físicas de losuniversos «hijos» son ligeramentediferentes a las del universo madre. Silos universos pueden brotar de agujerosnegros, como creen algunos físicos, losuniversos que dominan el multiverso sonlos que tienen más agujeros negros. Estosignifica que, como en el reino animal,los universos que dan a luz más «niños»acaban dominando al extender más su«información genética»: las constantesfísicas de la naturaleza. Si es así,nuestro universo podría haber tenido un

número infinito de ancestros en elpasado y ser el resultado de billones deaños de selección natural. Dicho de otromodo, nuestro universo es el resultadode la supervivencia de los más aptos, loque significa que es hijo de universoscon el máximo número de agujerosnegros.

Aunque una evolución darwinistaentre universos es una idea extraña ynovedosa, Smolin cree que puedecomprobarse contando simplemente elnúmero de agujeros negros. Nuestrouniverso debería ser máximamentefavorable a la creación de agujerosnegros. (Sin embargo, todavía tiene quedemostrarse que los universos con elmayor número de agujeros negros son

los que favorecen la vida, como elnuestro.)

Como esta idea es comprobable,pueden considerarse contraejemplos.

Así, quizá pueda demostrarse,ajustando hipotéticamente losparámetros físicos del universo, que losagujeros negros se producen másfácilmente en universos que no tienenvida. Por ejemplo, quizá podríademostrarse que un universo con unainteracción nuclear mucho más fuertetiene estrellas que se queman con unarapidez extrema, creando grandescantidades de supernovas que despuéscolapsan en agujeros negros. En ununiverso así, un mayor valor para lafuerza nuclear significa que las estrellas

viven durante periodos breves y, enconsecuencia, no puede empezar la vida.Pero este universo también podría tenermás agujeros negros, descartando deeste modo la idea de Smolin. La ventajade esta idea es que puede serdemostrada, reproducida o falsada (eldistintivo de cualquier verdadera teoríacientífica). El tiempo dirá si se sostieneo no.

Aunque cualquier teoría queimplique agujeros de gusano,supercuerdas y dimensiones superioresestá más allá de nuestra capacidadexperimental actual, los nuevosexperimentos que se están llevando acabo y los que se prevén en el futuropodrán determinar si estas teorías son

correctas o no. Estamos en plenarevolución de la ciencia experimental,con todo el potencial de satélites,telescopios espaciales, detectores deondas de gravedad y láseres preparadospara abordar estas cuestiones. Unacosecha abundante de estosexperimentos podría resolver algunas delas preguntas más profundas de lacosmología.

9. En busca de los ecosde la undécimadimensión

Las afirmacionessorprendentes exigen pruebassorprendentes.

Carl Sagan

Los universos paralelos, los

portales dimensionales y lasdimensiones superiores, con toda suespectacularidad, exigen pruebas

sólidas de su existencia. Como afirma elastrónomo Ken Croswell: «Los otrosuniversos pueden ser embriagadores:puedes decir lo que quieras sobre ellosy nunca se demostrará que te equivocas,ya que los astrónomos nunca los ven»[1].Anteriormente parecía imposiblecomprobar muchas de estaspredicciones, dado lo primitivo denuestro equipo experimental. Sinembargo, los recientes avances eninformática, láseres y tecnología desatélites han sometido a verificaciónexperimental muchas de estas seductorasteorías.

La verificación directa de estasideas puede resultar excesivamentedifícil, pero la indirecta puede estar a

nuestro alcance. A veces olvidamos quela mayor parte de la ciencia astronómicase hace indirectamente. Por ejemplo,nadie ha visitado nunca el Sol ni lasestrellas; sin embargo, sabemos de quéestán hechas analizando la luz quedespiden estos objetos luminosos.Analizando el espectro de su luz,sabemos indirectamente que las estrellasestán constituidas principalmente porhidrógeno y un poco de helio. Delmismo modo, en realidad nadie ha vistonunca un agujero negro ya que soninvisibles y no pueden versedirectamente. Sin embargo, vemospruebas indirectas de su existenciabuscando discos de acrecentamiento ycalculando la masa de estas estrellas

muertas.En todos estos experimentos,

buscamos «ecos» de las estrellas yagujeros negros para determinar sunaturaleza. Del mismo modo, laundécima dimensión puede estar másallá de nuestro alcance directo, pero haymaneras de verificar la inflación y lateoría de cuerdas a la luz de los nuevosinstrumentos revolucionarios quetenemos a nuestra disposición.

GPS y relatividad

El ejemplo más sencillo de lamanera en que los satélites hanrevolucionado la investigación de larelatividad es el Sistema dePosicionamiento Global (GPS), en el

que veinticuatro satélites orbitancontinuamente alrededor de la Tierraemitiendo pulsaciones precisas ysincronizadas que nos permitentriangular nuestra posición en el planetacon una precisión notable. El GPS se haconvertido en un instrumento esencial enla navegación, el comercio y la guerra.Todo, desde los mapas informatizadosdentro de los coches a los misiles decrucero, depende de la capacidad desincronizar señales en 50 milmillonésimas de segundo para localizarun objeto en la Tierra con una precisiónde unos 14 metros[2]. Pero paragarantizar esta increíble exactitud, loscientíficos tienen que calcular ligerascorrecciones de las leyes de Newton

debidas a la relatividad, que estableceque las ondas de radio cambiaránligeramente de frecuencia cuando lossatélites se eleven en el espacioexterior[3]. En realidad, si descartamosirreflexivamente las correccionesdebidas a la relatividad, los relojes delGPS se adelantarán 40 billonésimas desegundo cada día y todo el sistema serápoco fiable. La teoría de la relatividades pues absolutamente esencial para elcomercio y lo militar. El físico CliffordWill, que en una ocasión informó a ungeneral de las Fuerzas Aéreas de losEE.UU. sobre las correcciones crucialesdel GPS procedentes de la teoría de larelatividad, comentó que sabía que lateoría de la relatividad ya era antigua

cuando los oficiales de más rango delPentágono todavía tenían que serinformados sobre ella.

Detectores de ondas de gravedad

Hasta ahora, casi todo lo quesabemos de astronomía nos ha llegadoen forma de radiación electromagnética,tanto si se trata de la luz de las estrellascomo de señales de radio o demicroondas procedentes del espacioprofundo. Ahora los científicos estánintroduciendo el primer medio nuevopara el descubrimiento científico, lagravedad en sí. «Cada vez que miramosal cielo de un modo nuevo, vemos unnuevo universo»[4], dice Gary Sanders,

de Cal Tech y subdirector del proyectode ondas de gravedad.

Fue Einstein, en 1916, quienpropuso por primera vez la existencia deondas de gravedad. Consideremos loque pasaría si el Sol desapareciera.¿Recordamos la analogía de una bola debolos sobre un colchón? ¿O, mejor aún,la red de la cama elástica? Si de prontose retirase la bola, la red de la camaelástica inmediatamente volvería a suposición original, creando ondas dechoque que se extenderían por toda lared. Si la bola de bolos es sustituida porel Sol, veremos que las ondas de choquede la gravedad viajan a una velocidadespecífica, la velocidad de la luz.

Aunque Einstein encontró más tarde

una solución exacta de sus ecuacionesque permitía ondas de gravedad, notenía esperanzas de ver verificada supredicción durante su vida. Las ondas degravedad son extremadamente débiles.Incluso las ondas de choque de lasestrellas en colisión no son lo bastantefuertes para que puedan medirse en losexperimentos actuales.

En el presente, las ondas degravedad sólo se han detectadoindirectamente. Dos físicos, RussellHulse y Joseph Taylor, Jr., conjeturaronque si se analizan las estrellas binariasde neutrones que m-bitan en círculos yse persiguen una a otra en el espacio,cada estrella emitiría una corriente deondas de gravedad, similar a la estela

creada al revolver una papilla en unalicuadora, a medida que su órbita sedescompone lentamente. Analizaron laespiral mortal de dos estrellas deneutrones que se acercaban lentamenteuna a otra en espiral. El centro de suinvestigación fue la doble estrella deneutrones PSR 1913 + 16, a unos 16.000años luz de la Tierra, que orbitanalrededor una de otra cada 7 horas y 45minutos, emitiendo en el proceso ondasde gravedad hacia el espacio exterior.

Utilizando la teoría de Einstein,descubrieron que las dos estrellasdeberían acercarse un milímetro en cadarevolución. Aunque se trata de unadistancia fantásticamente pequeña, sumaun metro a lo largo de un año, mientras

su órbita de 700.000 kilómetrosdisminuye lentamente de diámetro. Sutrabajo pionero demostró que la órbitase reducía precisamente como habíapredicho la teoría de Einstein sobre labase de las ondas de gravedad. (Lasecuaciones de Einstein, en realidad,predicen que estas estrellas sesumergirán una en la otra dentro de 240millones de años, debido a la pérdida deenergía radiada hacia el espacio enforma de ondas de gravedad.) Por sutrabajo, ganaron el premio Nobel deFísica en 1993.[5]

También podemos volver atrás yutilizar este experimento de precisiónpara medir la exactitud de la propiarelatividad general. Cuando los cálculos

se hacen hacia atrás, encontramos que larelatividad general es exacta al menosen un 99,7%·

Detector de ondas de gravedadLIGO

Pero para extraer informaciónutilizable sobre el universo primigenio,deben observase directamente, y noindirectamente, las ondas de gravedad.En 2003 finalmente se puso enfuncionamiento el primer detector deondas de gravedad en tiempo real, elLIGO (Observatorio de OndasGravitatorias por Interferómetro Láser),realizando el sueño de décadas deexplorar los misterios del universo conondas de gravedad. El objetivo del

LIGO es detectar los sucesos cósmicosdemasiado distantes o pequeños para serobservados por los telescopios de laTierra, como los agujeros negros encolisión o las estrellas de neutrones.

El LIGO consiste en dos centrosgigantescos, uno en Hanford,Washington, y el otro en LivingstonParish, Louisiana. Cada uno de ellostiene dos tubos, de 4 kilómetros delongitud, que crean una tuberíagigantesca en forma de L. En el interiorde cada tubo se ha dispuesto un rayoláser. En el ángulo de la L colisionanambos rayos y sus ondas se interfierenmutuamente. Normalmente, si no hayperturbaciones, las dos ondas estánsincronizadas de modo que se cancelan

una a otra. Pero cuando incluso la menoronda de gravedad emitida por unacolisión de agujeros negros o deestrellas de neutrones llega al aparato,provoca que un brazo se contraiga yexpanda de manera diferente que el otro.Esta perturbación es suficiente parainterrumpir la delicada cancelación delos dos rayos láser. Como resultado, losdos rayos, en lugar de anularse uno aotro, crean una pauta de interferenciacaracterística en forma de ondas quepuede ser analizada en detalle por unordenador. Cuanto más grande es laonda de gravedad, mayor es ladesigualdad entre los dos rayos láser ymás grande la pauta de interferencia.

El LIGO es una maravilla de la

ingeniería. Como las moléculas de airepueden absorber la luz del láser, en lostubos que contienen la luz láser segenera un vacío equivalente a unabillonésima parte de la presiónatmosférica. Cada detector ocupa unespacio de 8.500 metros cúbicos, lo quesignifica que el LIGO tiene el vacíoartificial más grande del mundo. Lo quele da tanta sensibilidad al LIGO, enparte, es el diseño de los espejos, queestán controlados por pequeños imanes,seis en total, cada uno de ellos de lasdimensiones de una hormiga. Lasuperficie de los espejos está tan pulidaque tienen una precisión de 75nanómetros. «Imaginemos que la tierrafuera tan lisa como estos espejos. En tal

caso, la montaña media no tendría másde 2,54 cm de altura»[6], dijo Gari LynnBillingsley, que controla los espejos.Son tan delicados que sólo puedenmoverse, como máximo, unamillonésima de metro, lo que tal vezconvierte a los espejos del LIGO en losmás sensibles del mundo. «La mayoríade los ingenieros de sistemas de controlse quedan con la boca abierta cuando seenteran de lo que intentamos hacer»[7],dice el científico del LIGO MichaelZucker.

Como el LIGO está equilibrado contanta exquisitez, a veces se ve afectadopor ligeras vibraciones indeseadas delos orígenes más improbables. Eldetector de Louisiana, por ejemplo, no

puede funcionar durante el día por culpade unos leñadores que cortan árboles a500 metros del lugar. (El LIGO es tansensible que aunque la tala se produjeraal triple de distancia, no podríafuncionar durante el día.) Además, lasvibraciones de los trenes de mercancíasque pasan a medianoche y a las 6 de lamañana marcan los límites de tiempocontinuo en que el LIGO puedefuncionar por la noche.

Incluso un sonido tan apagadocomo el de las olas del mar que golpeanla costa a varios kilómetros de distanciapuede afectar los resultados. Las olasque rompen en las playas deNorteamérica llegan cada seis segundos,como promedio, lo que crea un bramido

grave que, efectivamente, puede serrecogido por los láseres. En realidad, lafrecuencia del ruido es tan baja quepenetra a través de la Tierra. «Parece unruido sordo»[8], dice Zucker,comentando este ruido de la marea. «Esuna gran pesadilla durante la época dehuracanes en Louisiana.» El LIGO se veafectado asimismo por las mareascreadas por la gravedad de la Luna y elSol, que tiran de la Tierra, creando unaperturbación de varios micrómetros.

A fin de eliminar estasperturbaciones increíblemente pequeñas,los ingenieros del LIGO han llegado aextremos extraordinarios para aislargran parte del aparato. Cada sistemaláser descansa sobre cuatro plataformas

inmensas de acero inoxidablesuperpuestas; cada nivel está separadopor muelles que sofocan cualquiervibración. Cada instrumento ópticosensible tiene sus propios sistemas deaislamiento sísmico; el suelo es una losade cemento de 75 cm de grosor que noestá acoplada a las paredes[9].

En realidad, el LIGO forma partede un consorcio internacional, queincluye el detector franco-italianollamado VIRGO en Pisa, un detectorjaponés llamado TAMA en las afuerasde Tokio, y un detector británico-alemánllamado GEO600 en Hannover. Enconjunto, el coste final de laconstrucción del LIGO será de 292millones de dólares (más 80 millones

para contratación y actualizaciones), loque lo convierte en el proyecto más carojamás financiado por la FundaciónNacional para la Ciencia.[10]

Pero incluso con esta sensibilidad,muchos científicos reconocen que elLIGO quizá no sea lo bastante sensiblepara detectar sucesos realmenteinteresantes en su periodo de vida. Lapróxima actualización de susprestaciones, LIGO II, estaba previstapara 2007 si se conseguía lafinanciación. Si el LIGO no detecta lasondas de gravedad, la apuesta es que elLIGO II sí lo hará. El científico delLIGO Kenneth Libbrecht dice que elLIGO II multiplicará por millasensibilidad del equipo: «Se pasará de

[detectar] un suceso cada 10 años, quees bastante lamentable, a un suceso cadatres días, lo que es muy agradable»[11].

Para que el LIGO detecte lacolisión de dos agujeros negros (dentrode una distancia de 300 millones deaños luz), un científico podría tener queesperar desde un año hasta mil. Muchosastrónomos podrían desistir deinvestigar un suceso así con el LIGO sisignifica que los nietos de los nietos desus nietos son los que llegarán a sertestigos del suceso. Pero, como ha dichoel científico del LIGO Peter Saulson: «Ala gente le complace resolver estosdesafíos técnicos, del mismo modo quelos constructores de catedralesmedievales seguían trabajando aunque

sabían que posiblemente no llegarían aver la iglesia terminada. Pero si notuviera ninguna posibilidad de ver unaonda de gravedad antes de morir, noestaría en este sector. No se trata de lafiebre del Nobel. [...] Los niveles deprecisión que buscamos caracterizannuestro empeño; si lo hacemos así,"estaremos en el buen camino"»[12]. Conel LIGO II, hay muchas másposibilidades de encontrar un sucesorealmente interesante en nuestra vida:[13]

el LIGO II podría detectar agujerosnegros en colisión dentro de unadistancia mucho más larga, de 6.000millones de años luz, a una tasa quepodría ir de diez por día a diez por año.

Sin embargo, ni siquiera el LIGO n

será lo bastante poderoso para detectarondas de gravedad emitidas en elinstante de la creación. Para ellotendremos que esperar unos años a lallegada del LISA.

Detector de ondas de gravedadLISA

El LISA (Antena Espacial porInterferometría Láser) representa lasiguiente generación de detectores deondas de gravedad. A diferencia delLIGO, se basará en el espacio exterior.Alrededor de 2010, la NASA y laAgencia Espacial Europea tienenprevisto lanzar tres satélites al espacio;orbitarán alrededor del Solaproximadamente a 50 millones de

kilómetros de la Tierra. Los tresdetectores de láser formarán un triánguloequilátero en el espacio (de 5 millonesde kilómetros de lado). Cada satélitetendrá dos láseres que permitirán elcontacto continuo con los otros dossatélites. Aunque cada láser dispararáun rayo con sólo medio vatio de energía,las ópticas serán tan sensibles quepodrán detectar vibraciones procedentesde las ondas de gravedad con unaexactitud de una parte en mil trillones(corresponde a un desplazamientoequivalente a una centésima deldiámetro de un átomo). El LISA podríadetectar las ondas de gravedad desdeuna distancia de 9.000 millones de añosluz, lo que cubre la mayor parte del

universo visible.El LISA será tan preciso que

podría detectar las ondas de choqueoriginales del propio big bang. De estemodo, tendremos con diferencia lavisión más precisa del instante de lacreación. Si todo va según lo previsto,el LISA podrá inspeccionar la primerabillonésima de segundo después del bigbang, lo que lo convertiría en laherramienta cosmológica máspotente[14]. Se cree que el LISA podráencontrar los primeros datosexperimentales sobre la naturalezaprecisa de la teoría del campounificado, la teoría del todo.

Un objetivo importante del LISA esproporcionar la «prueba definitiva» de

la teoría inflacionaria. Hasta ahora, lainflación es coherente con todos losdatos cosmológicos (universo plano,fluctuaciones del fondo cósmico,etcétera). Pero esto no significa que lateoría sea correcta. Para cerrar la teoría,los científicos quieren examinar lasondas de gravedad provocadas por elpropio proceso inflacionario. La«huella» de las ondas de gravedadcreadas en el instante del big bangmarcará o establecerá la diferencia entrela inflación y cualquier teoría rival.Algunos, como Kip Thorne, de CalTech, creen que el LISA será capaz dedecir si alguna versión de la teoría decuerdas es correcta. Como explico en elcapítulo 7, la teoría del universo

inflacionario predice que las ondas degravedad que surgen del big bangdeberían ser bastante violentas,correspondientes a la expansiónexponencial del universo primigenio,mientras que el modelo ekpiróticopredice una expansión más amable,acompañada de ondas de gravedad mássuaves. El LISA debería ser capaz deeliminar varias teorías rivales del bigbang y hacer una prueba crucial de lateoría de cuerdas.

Lentes y anillos de Einstein

Otra herramienta valiosa para laexploración del cosmos es el uso de laslentes gravitatorias y los «anillos deEinstein». Ya en 1801, el astrónomo

berlinés Johann Georg von Soldner pudocalcular la posible desviación de la luzde las estrellas por la gravedad del Sol(aunque, como Soldner se basabaestrictamente en argumentosnewtonianos, se equivocaba por uncrucial factor de 2. Einstein escribió:«La mitad de esta desviación esproducida por el campo newtoniano deatracción del Sol, la otra mitad por lamodificación geométrica ["curvatura"]del espacio causado por el Sol»[15]).

En 1912, antes de completar laversión final de la relatividad general,Einstein contempló la posibilidad deutilizar esta desviación como «lente»,del mismo modo que las gafas refractanla luz antes de llegar a nuestros ojos. En

1936, un ingeniero checo, Rudi Mandl,escribió a Einstein preguntándole si unalente gravitacional podía magnificar laluz de una estrella cercana. La respuestafue que sí, pero que su detecciónsuperaba la tecnología.

En particular, Einstein constató queveríamos ilusiones ópticas, como doblesimágenes del mismo objeto o unadistorsión de la luz en forma de anillo.La luz de una galaxia muy distante quepasa cerca de nuestro Sol, por ejemplo,viajaría tanto por el lado izquierdocomo por el derecho de nuestro Solantes de que sus rayos se unieran yllegaran a nuestro ojo. Cuando miramosla galaxia distante, vemos una pautacomo de anillo, una ilusión óptica

causada por la relatividad general.Einstein llegó a la conclusión de que nohabía «mucha esperanza de observareste fenómeno directamente»[16]. Enrealidad escribió que este trabajo «tienepoco valor, pero hace feliz al pobrehombre [Mandl]».

Más de cuarenta años después, en1979, Dennis Walsh, del Observatoriode Jordell Bank, en Inglaterra, quiendescubrió el quásar doble Q0957 + 561,encontró la primera prueba parcial[17].En 1988 se observó el primer anillo deEinstein desde la fuente de radioMG1131 + 0456. En 1997, el telescopioespacial Hubble y el complejoradiotelescópico del Reino UnidoMERLIN captaron el primer anillo

totalmente circular de Einstein alanalizar la galaxia distante 1938 + 666,confirmando una vez más la teoría deEinstein. (El anillo es pequeño, sólo unsegundo de arco, aproximadamente ladimensión de una moneda vista desdetres kilómetros de distancia.) Losastrónomos describieron la emoción quesintieron al contemplar esteacontecimiento histórico: «A primeravista, parecía artificial y pensamos queera alguna especie de defecto en laimagen, ¡pero entonces nos dimos cuentade que estábamos viendo un anillo deEinstein perfecto!», dijo Ian Brown, dela Universidad de Manchester. Hoy endía, los anillos de Einstein son un armaesencial en el arsenal de los

astrofísicos[18]. Se han visto cerca desesenta y cuatro quásares dobles, triplesy múltiples (ilusiones causadas por laslentes de Einstein) en el espacioexterior, o aproximadamente uno porcada quinientos quásares observados.

Incluso las formas invisibles demateria, como la materia oscura, pueden«verse» analizando la distorsión de lasondas de luz que crean. De este modo,pueden obtenerse «mapas» que muestranla distribución de materia oscura en eluniverso. Como las lentes de Einsteindistorsionan los grupos galácticoscreando grandes arcos (más queanillos), es posible estimar laconcentración de materia oscura en estosgrupos. En 1986, astrónomos del

Observatorio de Astronomía ÓpticaNacional de la Universidad de Stanfordy del Observatorio Midi-Pyrénées, enFrancia, descubrieron los primerosarcos galácticos. Desde entonces, se handescubierto unos cien arcos galácticos,el más espectacular, en el grupogaláctico Abell 2218.[19]

Las lentes de Einstein tambiénpueden usarse como métodoindependiente para medir la cantidad deMACHO (objetos de halo compactosmasivos que consisten en materiaordinaria como estrellas muertas, enanasmarrones y nubes de polvo) en eluniverso. En 1986, Bohdan Paczynski,de Princeton, se percató de que si uno deestos objetos pasaba por delante de una

estrella, magnificaría su brillo y crearíauna segunda imagen.

A principios de los años noventa,varios equipos de científicos (como elfrancés EROS, el americano-australianoMACHO y el polaco-americano OGLE)aplicaron este método al centro de lagalaxia de la Vía Láctea y encontraronmás de quinientos sucesos demicrolentes (más de lo que esperaban,porque parte de esta materia consistía enestrellas de escasa o poca masa y no enverdaderos MACHO). Este mismométodo puede usarse para encontrarplanetas extrasolares orbitandoalrededor de otras estrellas. Como unplaneta ejercería un efecto gravitatoriopequeño pero perceptible en la luz de la

estrella madre, la lente de Einstein enprincipio puede detectarlos. Estemétodo ya ha identificado un puñado decandidatos a planetas extrasolares,algunos de ellos cerca del centro de laVía Láctea.

Hasta la constante de Hubble y laconstante cosmológica pueden sermedidas utilizando las lentes deEinstein. La constante de Hubble semide haciendo una observación sutil.Los quásares adquieren brillo y lopierden con el tiempo; podría esperarseque los quásares dobles, que sonimágenes del mismo objeto, oscilaran almismo ritmo. En realidad, estosquásares gemelos no oscilanexactamente al unísono. Utilizando la

distribución de materia conocida, losastrónomos pueden calcular el lapso detiempo dividido por el tiempo total quetarda la luz en llegar a la Tierra.Midiendo el lapso de tiempo en la luzemitida por los quásares dobles, puedecalcularse su distancia de la Tierra.Conociendo su desplazamiento hacia elrojo, puede calcularse la constante deHubble. (Este método fue aplicado alquásar Q0957 + 561, que se vio queestaba aproximadamente a 14.000millones de años luz de la Tierra. Desdeentonces, la constante de Hubble ha sidocalculada analizando otros sietequásares. Dentro de los márgenes deerror, estos cálculos concuerdan con losresultados conocidos. Lo interesante es

que este método es totalmenteindependiente del brillo de estrellas,como las Cefeidas y las supernovas detipo la, lo que da una comprobaciónindependiente de los resultados.)

La constante cosmológica, quepuede tener la llave del futuro de nuestrouniverso, también puede medirse coneste método. El cálculo es un pocorudimentario, pero también coincide conotros métodos. Como el volumen totaldel universo era inferior hace miles demillones de años, la probabilidad deencontrar quásares que formaran unalente de Einstein también era mayor enel pasado. Así, midiendo el número dequásares dobles en diferentes momentosde la evolución del universo, puede

calcularse el volumen total del universoy, de ahí, la constante cosmológica, queayuda a deducir la expansión deluniverso. En 1998, los astrónomos delCentro de Astrofísica Harvard-Smithsonian hicieron la primeravaloración rudimentaria de la constantecosmológica y llegaron a la conclusiónde que probablemente no formaba másdel 62 % del contenido total demateria/energía del universo. (Elresultado real del WMAP es 73 %.)[20]

Materia oscura en nuestra sala de

estar

La materia oscura, si llena eluniverso, no sólo existe en el vacío frío

del espacio. En realidad, tambiéndebería encontrarse en nuestra sala deestar. Hoy en día, varios equipos deinvestigación compiten por ver quiénllegará primero a atrapar la primerapartícula de materia oscura en ellaboratorio. Es mucho lo que está enjuego: el equipo que sea capaz decapturar una partícula de materia oscuraatravesando como una flecha susdetectores será el primero en detectaruna nueva forma de materia en dos milaños.

La idea central que hay detrás deestos experimentos es disponer de ungran bloque de material puro (comoyoduro de sodio, óxido de aluminio,freón, germanio o silicio) en el cual

puedan interaccionar las partículas demateria oscura. De vez en cuando, unapartícula de materia oscura puedecolisionar con el núcleo de un átomo ycausar una pauta de desintegracióncaracterística. Fotografiando las pistasde las partículas implicadas en estadesintegración, los científicos podránconfirmar la presencia de materiaoscura.

Los experimentadores muestran unoptimismo cauto, ya que la sensibilidadde sus equipos les da la mejoroportunidad hasta ahora de observar lamateria oscura. Nuestro sistema solarorbita alrededor del agujero negro delcentro de la galaxia de la Vía Láctea a220 kilómetros por segundo. Como

resultado, nuestro planeta pasa a travésde una cantidad considerable de materiaoscura. Los físicos estiman que cadasegundo pasan por cada metro cuadradode nuestro mundo, incluyendo nuestroscuerpos, mil millones de partículas demateria oscura.[21]

Aunque vivimos inmersos en un«viento de materia oscura» que sopla através del sistema solar, ha sido muydifícil realizar experimentos paradetectarla en el laboratorio porque laspartículas de materia oscurainteraccionan muy débilmente con lamateria ordinaria. Por ejemplo, loscientíficos esperarían encontrar enalguna parte de 0,01 a 10 sucesos poraño que ocurrieran dentro de un

kilogramo de material en el laboratorio.Dicho de otro modo, tendríamos quemirar con atención grandes cantidadesde este material durante un periodo demuchos años para ver sucesoscoherentes con las colisiones de materiaoscura.

Hasta ahora, los experimentos conacrónimos como UKDMC en el ReinoUnido, ROSEBUD en Canfranc(España), SIMPLE en Rustrel (Francia)y Edelweiss en Frejus (Francia) no handetectado todavía sucesos de estetipo.[22] Un experimento llamadoDAMA, en las afueras de Roma, causógran revuelo en 1999, cuando loscientíficos avistaron supuestamentepartículas de materia oscura. Como

DAMA utiliza 100 kilogramos deyoduro de sodio, es el mayor detectordel mundo. Sin embargo, cuando losdemás detectores intentaron reproducirel resultado de DAMA, no encontraronnada, lo que arrojó dudas sobre losdescubrimientos de este experimento.

El físico David B. Cline señala:«Si los detectores registran y verificanuna señal, se reconocerá como uno delos grandes logros del siglo XXI. [...] Elmayor misterio de la astrofísicamoderna puede resolverse pronto»[23].

Si se encontrase pronto la materiaoscura, como esperan muchos físicos,podría dar apoyo a la supersimetría (yposiblemente, con el tiempo, a la teoríade las supercuerdas) sin el uso de

colisionadores de partículas.

Materia oscura (supersimétrica)SUSY

Una rápida mirada a las partículaspredichas por la supersimetría muestraque hay varios candidatos probables quepueden explicar la materia oscura. Unaes el neutralino, una familia departículas que contiene la superparejadel fotón. Teóricamente, el neutralinoparece encajar con los datos. No sólo esde carga neutra, y por tanto invisible, ytambién masivo (por lo que sólo leafecta la gravedad), sino que también esestable. (Esto se debe a que tiene lamasa más baja de cualquier partícula desu familia y, por tanto, no puede

desintegrarse a un estado menor.)Además, y quizás es lo más importante,el universo debería estar lleno deneutralinos, lo que los haría candidatosideales para la materia oscura.

Los neutralinos tienen una granventaja: podrían resolver el misterio depor qué la materia oscura forma el 23%del contenido de material energía deluniverso, mientras el hidrógeno y elhelio sólo forman un mísero 4%.

Recordemos que cuando eluniverso tenía 380.000 años, latemperatura descendió hasta que losátomos dejaron de dividirse por lascolisiones causadas por el intenso calordel big bang. En aquel tiempo, la bolade fuego en expansión empezó a

enfriarse, condensarse y formar átomosestables enteros. La abundancia deátomos en el presente se remontaaproximadamente a aquel periodo detiempo. La lección es que la abundanciade materia en el universo se remonta a laépoca en que el universo se habíaenfriado lo suficiente para que lamateria pudiera ser estable.

Este mismo argumento puedeutilizarse para calcular la abundancia deneutralinos. Poco después del big bang,la temperatura era tan abrasadoramenteelevada que incluso los neutralinosfueron destruidos por las colisiones.Pero, a medida que el universo se fueenfriando, en un momento dado latemperatura bajó lo suficiente para que

los neutralinos pudieran formarse sin serdestruidos. La abundancia de neutralinosse remonta a esta época primigenia.Cuando hacemos este cálculo,encontramos que la abundancia deneutralinos es mucho mayor que la deátomos y, en realidad, correspondeaproximadamente a la abundancia actualde materia oscura. Las partículassupersimétricas, por tanto, puedenexplicar la razón por la que la materiaoscura es abrumadoramente abundanteen todo el universo.

Prospección digital del cielo Sloan

Aunque muchos de los avances delsiglo XXI se llevarán a cabo en lainstrumentación relacionada con los

satélites, eso no significa que lainvestigación con telescopios ópticos yradiotelescopios con base en la Tierrase haya dejado de lado. En realidad, elimpacto de la revolución digital hacambiado la manera de utilizar lostelescopios ópticos y radiotelescopios,posibilitando el análisis estadístico decientos de miles de galaxias. Latecnología del telescopio tiene ahora unasegunda vida como resultado de estanueva tecnología.

Históricamente, los astrónomos hanluchado contra la limitada cantidad detiempo que se les permitía utilizar losmás grandes telescopios del mundo.Protegían celosamente su valioso tiempoen estos instrumentos y dedicaban

muchas horas a trabajar durante toda lanoche en habitaciones frías y húmedas.Este método de observación tananticuado era muy ineficiente y amenudo provocaba amargas disputasentre los astrónomos que se sentíandesairados por los «popes» quemonopolizaban el telescopio. Todo estoestá cambiando con la llegada deInternet y la informática de altavelocidad.

Hoy en día, muchos telescopiosestán plenamente automatizados ypueden programarse a miles dekilómetros de distancia por parte deastrónomos situados en diferentescontinentes. Los resultados de estasprospecciones masivas de estrellas

pueden digitalizarse y a continuaciónponerse en Internet, donde potentessuperordenadores pueden analizar losdatos. Un ejemplo del potencial de estemétodo digital es SETI@home, unproyecto con base en la Universidad deCalifornia, en Berkeley, para analizarseñales de inteligencia extraterrestre.Los datos masivos del radiotelescopioArecibo en Puerto Rico se reducen apequeñas piezas digitales que despuésse envían por Internet a ordenadores detodo el mundo, sobre todo a aficionados.Un programa salvapantallas analiza losdatos de señales inteligentes cuando nose usa el ordenador. Mediante estemétodo, el grupo de investigación haconstruido la mayor red de ordenadores

del mundo, que vincula unos 5 millonesde ordenadores de todos los puntos delplaneta.

El ejemplo más destacadoactualmente de la exploración digital deluniverso es la Prospección DigitalSloan, que es el reconocimiento másambicioso del firmamento nocturnojamás emprendido. Tal como la anteriorProspección Digital de Palomar, queutilizaba anticuadas placas fotográficasalmacenadas en grandes volúmenes, laProspección Digital Sloan creará unmapa detallado de los objetos celestesdel firmamento. Se han construidomapas tridimensionales de galaxiasdistantes en cinco colores, incluyendo eldesplazamiento al rojo de más de un

millón de galaxias. El resultado de laProspección Digital Sloan es un mapa agran escala de la estructura del universovarios cientos de veces más grande queel de los esfuerzos anteriores. Trazarácon detalles exquisitos el mapa de unacuarta parte de la bóveda celeste ydeterminará la posición y brillo de 100millones de objetos celestes. Tambiéndeterminará la distancia de más de unmillón de galaxias y de unos 100.000quásares. La información total generadapor la prospección será de 15 terabytes(1 terabyte = un billón de bytes), quepodría equipararse a la informaciónalmacenada en la Biblioteca delCongreso Norteamericano.

El corazón de la Prospección

Digital es un telescopio de 2,5 metros,en el sur de Nuevo México, con una delas cámaras más avanzadas que hahabido jamás. Contiene treinta delicadossensores electrónicos de luz, llamadosCCD (dispositivos de carga acoplada),cada 13 centímetros cuadrados,precintados al vacío. Cada sensor, quees enfriado a -80º C mediante nitrógenolíquido, contiene 4 millones deelementos de imágenes (o 4megapíxeles). Por tanto, toda la luzrecogida por el telescopio puede serdigitalizada al instante por el CCD ydespués introducida directamente en unordenador para procesarla. Por menosde 20 millones de dólares, laprospección crea una imagen asombrosa

del universo con un coste de unacentésima del valor del telescopioespacial Hubble.

El programa introduce despuésestos datos digitalizados en Internet,donde pueden estudiarlos astrónomos detodo el mundo. De este modo, tambiénpodemos aprovechar el potencialintelectual de todos los científicos delmundo. En el pasado, los científicos delTercer Mundo demasiado a menudotenían problemas para conseguir accesoa los últimos datos telescópicos y a lasúltimas publicaciones, lo quesignificaba una pérdida tremenda detalento científico. Hoy en día, gracias aInternet, pueden bajarse los datos de lasprospecciones del firmamento, leer los

artículos cuando aparecen en la red eincluso publicar artículos a la velocidadde la luz.

La Prospección Sloan estácambiando rápidamente la manera depracticar la astronomía, con nuevosresultados basados en análisis decientos de miles de galaxias, lo quehabría sido prohibitivo hace unoscuantos años. Por ejemplo, en mayo de2003, un equipo de científicos deEspaña, Alemania y Estados Unidosanunció que habían analizado 250.000galaxias en busca de pruebas de lamateria oscura. De este número ingente,se centraron en tres mil galaxias congrupos de estrellas que orbitaban a sualrededor. Utilizando las leyes de la

dinámica de Newton para analizar elmovimiento de estos satélites,calcularon la cantidad de materia oscuraque debe rodear la galaxia central. Estoscientíficos ya han descartado una teoríarival. (Una teoría alternativa, propuestapor primera vez en 1983, intentóexplicar las órbitas anómalas deestrellas en las galaxias modificando laspropias leyes de Newton. Quizás, enrealidad, la materia oscura no existía,sino que se debía a un error de las leyesde Newton. Los datos de la prospecciónproyectan dudas sobre esta teoría.)

En julio de 2003, otro equipo decientíficos de Alemania y EstadosUnidos anunció que había analizado120.000 galaxias cercanas utilizando la

Prospección Sloan para aclarar larelación entre las galaxias y los agujerosnegros de su interior. La pregunta es:¿qué fue primero, el agujero negro o lagalaxia que lo alberga? El resultado deesta investigación indica que la galaxiay la formación del agujero negro estáníntimamente ligadas y queprobablemente se formaron al mismotiempo. Se demostró que, de las 120.000galaxias analizadas en la prospección,más de 20.000 contienen agujerosnegros que todavía están creciendo (adiferencia del agujero negro de lagalaxia de la Vía Láctea, que pareceinmóvil). Los resultados muestran quelas galaxias que contienen agujerosnegros todavía en formación son mucho

más grandes que la galaxia de la VíaLáctea, y que crecen tragando gasrelativamente frío de la galaxia.

Compensación de las fluctuacionestérmicas

Los telescopios ópticos también sehan revitalizado mediante láseres paracompensar la distorsión de la atmósfera.Las estrellas no parpadean porquevibren; las estrellas parpadeanprincipalmente debido a pequeñasfluctuaciones termales en la atmósfera.Esto significa que en el espacio exterior,lejos de la atmósfera, las estrellasbrillan sobre los astronautas de formacontinua. Aunque este parpadeo da granparte de su belleza al cielo nocturno,

para un astrónomo es una pesadilla queprovoca imágenes borrosas de loscuerpos celestes. (De pequeño, recuerdohaber contemplado las imágenesdifuminadas del planeta Marte deseandoque hubiera alguna manera de obtenerimágenes del planeta rojo claras comoel cristal. Pensaba que sólo con que sepudieran eliminar las perturbaciones dela atmósfera redisponiendo los rayos deluz, podría resolverse el secreto de lavida extraterrestre.)

Una manera de compensar esta faltade nitidez consiste en utilizar láseres yordenadores de alta velocidad paraeliminar la distorsión. Este métodoutiliza la «óptica adaptativa», de la quefue pionera una compañera mía de

Harvard, Claire Max, del LaboratorioNacional Lawrence Livermore, y otros,utilizando el gran telescopio W. M.Keck de Hawai (el más grande delmundo) y también el telescopio máspequeño, Shane, de tres metros, en elObservatorio Lick de California. Porejemplo, disparando un rayo láser haciael espacio exterior, pueden medirse laspequeñas fluctuaciones de temperaturaen la atmósfera. Esta información esanalizada por ordenador, que a su vezrealiza pequeños ajustes en el espejo deun telescopio que compensan ladistorsión de la luz de la estrella. Deeste modo, puede eliminarseprácticamente la perturbación de laatmósfera.

Este método fue comprobado conéxito en 1996 y desde entonces haproducido imágenes claras como elcristal de planetas, estrellas y galaxias.El sistema dispara luz desde un láser decolor ajustable de 18 vatios de potenciahacia el cielo. El láser está unido altelescopio de 3 metros, cuyos espejosdeformables están ajustados paracompensar la distorsión atmosférica. Laimagen en sí es captada por una cámaraCCD y digitalizada. Con un presupuestomodesto, este sistema ha obtenidoimágenes casi comparables a las deltelescopio espacial Hubble. Utilizandoeste método, que insufla nueva vida alos telescopios ópticos, pueden versedetalles de planetas exteriores e incluso

mirar al centro de un quásar.Este método también ha

incrementado la resolución deltelescopio Keck por un factor de 10. ElObservatorio Keck situado en la cimadel volcán inactivo de Mauna Kea a casi4.000 metros sobre el nivel del mar,consiste en dos telescopios gemelos quepesan 270 toneladas cada uno. Cadaespejo, que mide 10 metros de diámetro,está formado por treinta y seis piezashexagonales, cada una de las cualespuede ser manipuladaindependientemente por ordenador. En1999 se instaló un sistema de ópticaadaptativa en el Keck II, consistente enun espejo pequeño y deformable quepuede cambiar de forma 670 veces por

segundo. Este sistema ya ha capturadoimágenes de estrellas orbitandoalrededor de un agujero negro en elcentro de nuestra galaxia de la VíaLáctea, la superficie de Neptuno y deTitán (una luna de Saturno) e incluso unplaneta extrasolar que eclipsó a laestrella madre a 153 años luz de laTierra. La luz de la estrella HD 209458se debilitó exactamente como se habíapredicho a medida que el planeta sedesplazaba por delante de la estrella.

Acoplamiento de radiotelescopios

La revolución informática tambiénha revitalizado los radiotelescopios. Enel pasado, los radiotelescopios estabanlimitados por las dimensiones de su

antena parabólica o plato. Cuanto mayorfuese el plato, más señales de radiopodrían recogerse desde el espacio yanalizarse. Sin embargo, cuanto másgrande es el plato, más caro se vuelve.Una manera de superar este problemaconsiste en juntar varias antenasparabólicas para imitar la capacidad derecepción de radio de unsuperradiotelescopio. (El mayorradiotelescopio que se puede acoplarsobre la Tierra tiene las dimensiones dela Tierra.) Los esfuerzos anteriores deacoplar radiotelescopios en Alemania,Italia y Estados Unidos obtuvieronéxitos parciales.

Un problema que presenta estemétodo es que las señales de los

distintos radiotelescopios debencombinarse con exactitud y despuésintroducirse en un ordenador. En elpasado, esto era prohibitivamentedifícil. Sin embargo, con la llegada deInternet y los ordenadores económicosde alta velocidad, los costes han caídoconsiderablemente. Hoy en día,construir radiotelescopios con lasdimensiones efectivas del planeta Tierraha dejado de ser una fantasía.

En los Estados Unidos, elmecanismo más avanzado que empleaesta tecnología de interferencia es elVLBA (complejo de muy larga base),que es una colección de diez antenas deradio localizadas en lugares comoNuevo México, Arizona, New

Hampshire, Washington, Texas, las IslasVírgenes y Hawai. Cada estación delVLBA contiene una gran antenaparabólica de 27 metros de diámetroque pesa 240 toneladas y tiene la alturade un edificio de diez pisos. Las señalesde radio son cuidadosamente grabadasen cinta en cada lugar y, a continuación,la cinta se envía al Centro deOperaciones de Socorro, NuevoMéxico, donde se correlacionan yanalizan los datos. El sistema se puso enfuncionamiento en 1993 con un coste de85 millones de dólares.

La correlación de los datos deestas diez antenas equivale a un efectivoradiotelescopio gigante que tiene unabase de 8.000 kilómetros y es capaz de

producir algunas de las imágenes másprecisas que se pueden obtener desde laTierra. Es equivalente a estar en NuevaYork y poder leer un periódico que estáen Los Ángeles. El VLBA ha producidoya «películas» de chorros cósmicos yexplosiones de supernova y haconseguido la medición de distancia másprecisa que se ha hecho jamás de unobjeto fuera de la galaxia de la VíaLáctea.

En el futuro, incluso los telescopiosópticos podrán utilizar el poder de lainterferometría, aunque es bastantedifícil por la corta longitud de onda dela luz. Hay un plan para tomar los datosópticos de los dos telescopios delObservatorio Keck en Hawai e

interferirlos, creando esencialmente untelescopio gigante mayor que cada unode ellos.

Medición de la undécimadimensión

Además de la búsqueda de materiaoscura y agujeros negros, lo másintrigante para los físicos es la búsquedade dimensiones superiores de espacio ytiempo. Uno de los intentos másambiciosos de verificar la existencia deun universo cercano se hizo en laUniversidad de Colorado, en Boulder.Los científicos intentaron medir lasdesviaciones de la famosa ley delcuadrado inverso de Newton.

Según la teoría de la gravedad de

Newton, la fuerza de atracción entre doscuerpos disminuye con el cuadrado de ladistancia que los separa. Si se dobla ladistancia de la Tierra al Sol, la fuerzade la gravedad se reduce por elcuadrado de 2, o sea, por 4. Esto, a suvez, mide la dimensionalidad delespacio.

Hasta ahora, la ley de gravedad deNewton se sostiene a distanciascosmológicas que implican grandesgrupos de galaxias. Pero nadie hacomprobado adecuadamente su ley de lagravedad a pequeñas escalas dedistancia porque era prohibitivamentedifícil. Como la gravedad es una fuerzatan débil, incluso la menor perturbaciónpuede destruir el experimento. Hasta los

camiones que pasan crean vibracioneslo bastante grandes para invalidarexperimentos que intentan medir lagravedad entre dos objetos pequeños.

Los físicos de Coloradoconstruyeron un instrumento delicado,llamado «resonador de alta frecuencia»,que fue capaz de comprobar la ley de lagravedad hasta una décima de milímetro,la primera vez que se ha hecho a escalatan pequeña. El experimento consistía endos láminas muy finas de tungstenosuspendidas en un vacío. Una de lasláminas vibraba a una frecuencia de1.000 ciclos por segundo, con unaspecto parecido al de un trampolínvibrante. Los físicos buscaron acontinuación vibraciones que se

transmitieran a través del vacío a lasegunda lámina. El aparato era tansensible que podía detectar elmovimiento de la segunda láminacausado por la fuerza de una milmillonésima parte del peso de un granode arena. Si hubiera habido unadesviación en la ley de la gravedad deNewton, se habrían grabado ligerasperturbaciones en la segunda lámina. Sinembargo, después de analizar distanciasde hasta 108 millonésimas de metro, losfísicos no encontraron esta desviación.«Hasta ahora, Newton se mantienefirme»[24], dijo C. D. Hoyle, de laUniversidad de Trento (Italia), queanalizó el experimento para la revistaNature.

El resultado fue negativo, pero estono hizo más que estimular el interés deotros físicos que querían comprobardesviaciones de la ley de Newton anivel microscópico.

Se está planeando otro experimentoen la Universidad de Purdue. Los físicosquieren medir las pequeñasdesviaciones de la gravedad de Newton,no al nivel milimétrico sino al nivelatómico. Planean hacerlo utilizando lananotecnología para medir la diferenciaentre el níquel 58 y el níquel 64. Estosdos isótopos tienen propiedadeseléctricas y químicas idénticas, pero unisótopo tiene seis neutrones más que elotro. En principio, la única diferenciaentre estos isótopos es su peso.

Estos científicos prevén crear undispositivo de Casimir consistente endos series de placas neutrales formadaspor los dos isótopos. Normalmente,cuando estas placas se mantienencercanas, no ocurre nada porque notienen carga. Pero si se las acercaextremadamente una a otra, se produceel efecto Casimir y las dos placas seatraen ligeramente, un efecto que ha sidomedido en el laboratorio. Como cadaserie de placas paralelas está hecha deisótopos de níquel diferentes, se veránligeramente atraídas de maneradiferente, dependiendo de su gravedad.

A fin de maximizar el efectoCasimir, las placas tienen que acercarseextremadamente. (El efecto es

proporcional al inverso de la cuartapotencia de la distancia de separación.Así pues, el efecto crece rápidamentecuando las placas se juntan.) Los físicosde Purdue utilizarán la nanotecnologíapara hacer placas separadas pordistancias atómicas. Utilizaránosciladores de torsión microelectromecánicos de última generaciónpara medir pequeñas oscilaciones en lasplacas. Cualquier diferencia entre lasplacas de níquel 58 y níquel 64 puedeatribuirse a la gravedad. De este modo,confían en medir desviaciones de lasleyes de la dinámica de Newton adistancias atómicas. Si encuentran unadesviación de la famosa ley delcuadrado inverso de Newton con este

ingenioso mecanismo, ello puedeseñalar la presencia de un universo dedimensiones superiores separado denuestro universo por la distancia de unátomo.

Gran Colisionador de Hadrones

Pero el mecanismo que puederesolver decididamente muchas de estascuestiones es el LHC (GranColisionador de Hadrones), cuyaconstrucción está a punto de finalizarcerca de Ginebra (Suiza), en el célebrelaboratorio nuclear CERN. A diferenciade los experimentos anteriores sobreformas de materia extraña que ocurrennaturalmente en nuestro mundo, el LHCpodría tener suficiente energía para

crearlas directamente en el laboratorio.EL LHC podrá explorar pequeñasdistancias, de hasta 10-19 metros, o 10.000

veces menores que un protón, y generar temperaturasno vistas desde el big bang. «Los físicos están segurosde que la naturaleza tiene nuevos trucos en la mangaque deben revelarse en estas colisiones: quizás unapartícula exótica conocida como el «bosón de

Higgs»[25], quizá pruebas de un efecto milagrosollamado «supersimetría» o quizás algo inesperado quepondrá patas arriba la física teórica de partículas»,escribe Chris Llewellyn Smith, antiguo director generaldel CERN y ahora presidente del University Collegede Londres. El CERN tiene ya siete mil usuarios de suequipo, lo que significa más de la mitad de todos losfísicos de partículas experimentales del planeta. Ymuchos de ellos estarán directamente implicados en losexperimentos del LHC.

El LHC es una máquina circularpotente, de 27 kilómetros de diámetro,

lo bastante grande para rodearcompletamente muchas ciudades delmundo. Su túnel es tan largo que enrealidad traspasa la frontera franco-suiza. El LHC es tan caro que se hanecesitado un consorcio de variasnaciones europeas para construirlo.Cuando finalmente esté terminado en2008, los potentes imanes colocados alo largo del tubo circular obligarán a unhaz de protones a circular a energíascada vez mayores, hasta alcanzar cercade 14 billones de electronvoltios.

La máquina consiste en una grancámara de vacío circular con enormesimanes situados estratégicamente a lolargo de su longitud para desviar elpotente haz, a fin de que siga una

trayectoria circular. Mientras laspartículas circulan en el tubo, se inyectaenergía en la cámara para aumentar lavelocidad de los protones. Cuando elhaz finalmente colisiona con su objetivo,libera una ráfaga titánica de radiación.Los fragmentos creados por estacolisión son fotografiados después porbaterías de detectores que buscanpruebas de nuevas partículassubatómicas exóticas.

EL LHC es realmente una máquinagigantesca. Mientras el LIGO Y el LISAson excelentes por su sensibilidad, elLHC es definitivo en pura fuerza bruta.Sus potentes imanes, que desvían el hazde protones en un elegante arco, generanun campo de 8,3 teslas, que es 160.000

veces superior al campo magnético de laTierra. Para generar estos camposmagnéticos monstruosos, los físicosaplican 12.000 amperios de corrienteeléctrica mediante una serie de bobinasque tienen que ser enfriadas a -271° C,ya que a esta temperatura las bobinaspierden toda resistencia y se vuelvensuperconductoras. En total, tiene 1.232imanes de 15 metros de longitud, que secolocan a lo largo del 85% de toda lacircunferencia de la máquina.

En el túnel, los protones seaceleran al 99,999999% de la velocidadde la luz hasta que llegan al objetivo,situado en cuatro puntos alrededor deltubo, creando así miles de millones decolisiones por segundo. Se colocan allí

detectores inmensos (el más grande tienela altura de un edificio de seis pisos)para analizar los restos y buscar laselusivas partículas subatómicas.

Como dijo Smith, uno de losobjetivos del LHC es encontrar elelusivo bosón de Higgs, que es la últimapieza del modelo estándar que todavíano se ha podido capturar. Es importanteporque esta partícula es responsable dela ruptura de simetría espontánea en lasteorías de partículas y aumenta lasmasas del mundo cuántico. Lasestimaciones de la masa del bosón deHiggs lo sitúan en algún lugar entre 115y 200 mil millones de electronvoltios (elprotón, en contraste, pesa cerca de 1.000millones de electronvoltios)[26]. (El

Tevatron, una máquina mucho máspequeña situada en el Fermilab, en lasafueras de Chicago, puede ser enrealidad el primer acelerador que capteal elusivo bosón de Higgs, si la masa dela partícula no es demasiado pesada. Enprincipio, el Tevatron puede producirhasta 10.000 bosones de Higgs si operacomo está previsto. Sin embargo, elLHC generará partículas con una energía7 veces superior. Con 14 billones deelectronvoltios, el LHC puedeconvertirse en una «fábrica» de bosonesde Higgs, ya que creará millones deellos en sus colisiones de protones.)

Otro objetivo del LHC consiste encrear condiciones no vistas desde el bigbang. En especial, los físicos creen que

el big bang consistió originalmente enuna amplia serie de quarks y gluonesextremadamente calientes, el llamado«plasma quark-gluón». El LHC podráproducir este tipo de plasma quark-gluón, que dominaba el universo en losprimeros 10 microsegundos de suexistencia. En el LHC se podráncolisionar núcleos de plomo con unaenergía de 1,1 billones deelectronvoltios. Con una colisión tancolosal, los cuatrocientos protones yneutrones pueden «fundirse» y liberarlos quarks en plasma caliente. De estemodo, la cosmología puede volverse unaciencia menos observacional y másexperimental, con experimentos precisosen plasmas de quark-gluón hechos en el

laboratorio.También hay la esperanza de que el

LHC pueda encontrar mini agujerosnegros entre los restos creados por lacolisión de protones a una energíafantástica, como se menciona en elcapítulo 7. Normalmente, la creación deagujeros negros cuánticos debería tenerlugar en la energía de Planck, que es milbillones de veces más elevada de laenergía del LHC. Pero si existe ununiverso paralelo a un milímetro denuestro universo, esto reduce la energíaa la que los efectos gravitatorioscuánticos se hacen mensurables y ponelos miniagujeros negros al alcance delLHC.

Y, finalmente, todavía hay la

esperanza de que el LHC puedaencontrar pruebas de la supersimetría, loque sería un avance histórico en la físicade partículas. Se cree que estaspartículas son parejas de las partículasordinarias que vemos en la naturaleza.Aunque la teoría de cuerdas y lasupersimetría predicen que cadapartícula subatómica tiene una «gemela»con un spin diferente, la supersimetríanunca ha sido observada en lanaturaleza, probablemente porquenuestras máquinas no son lo bastantepotentes para detectarla.

La existencia de superpartículasayudaría a responder a dos preguntasfastidiosas. La primera de ellas, ¿escorrecta la teoría de cuerdas? Aunque es

terriblemente difícil detectardirectamente las cuerdas, puede serposible detectar sus octavas más graveso resonancias. Descubrir partículassería de gran ayuda para la justificaciónexperimental de la teoría de cuerdas(aunque esto no sería todavía una pruebadirecta de su corrección).

En segundo lugar, quizá daría elcandidato más plausible para la materiaoscura. Si la materia oscura consiste enpartículas subatómicas, deben ser decarga estable y neutra (de otro modoserían visibles), y tienen queinteraccionan gravitacionalmente. Todasestas propiedades pueden encontrarseentre las partículas predichas por lateoría de cuerdas.

El LHC, que será el acelerador departículas más potente cuandofinalmente se ponga en marcha, es enrealidad la segunda opción para lamayoría de los físicos. En la década de1980, el presidente Ronald Reaganaprobó el SupercolisionadorSuperconductor (SSC), una máquinamonstruosa de 80 kilómetros decircunferencia que tenía que construirseen las afueras de Dallas, Texas, y quehabría eclipsado al LHC. Mientras elLHC es capaz de producir colisiones departículas con 14 billones deelectronvoltios de energía, el SSC fuediseñado para producir colisiones con40 billones de electronvoltios.Inicialmente el proyecto fue aprobado,

pero, en los últimos días de sesiones, elCongreso de los Estados Unidos locanceló abruptamente. Fue un golpetremendo para la física de alta energía yha supuesto un retraso de toda unageneración en el avance en este campo.

Principalmente, el debate se centróen el coste de 11.000 millones de lamáquina y en las principales prioridadescientíficas. La comunidad científicaestaba claramente dividida en cuanto alSSC, ya que algunos físicosconsideraban que el SSC se llevaríafondos de sus propias investigaciones.La controversia llegó a encenderse tantoque incluso el New York Times escribióun editorial crítico sobre los peligros deque la «gran ciencia» sofocase a la

«pequeña ciencia». (Estos argumentoseran engañosos, porque el presupuestodel SSC salía de una fuente diferente dela de la pequeña ciencia. El verdaderocompetidor en la financiación era laEstación Espacial, que muchoscientíficos consideran un verdaderodespilfarro.)

Pero hoy vemos que la clavetambién era aprender a dirigirse alpúblico en un lenguaje que puedaentender. En cierto sentido, el mundo dela física estaba acostumbrado aconseguir que el Congreso aprobara losmonstruosos colisionadores de átomosporque los rusos también los estabanconstruyendo. En realidad, los rusosestaban construyendo su acelerador de

UNK para competir contra el SSC.Estaban en juego el prestigio nacional yel honor. Pero la Unión Soviéticadesapareció, su máquina fue anulada y elviento fue dejando de soplar sobre lasvelas del programa SSC[27].

Aceleradores de sobremesa

Con el LHC, los físicos se acercanpoco a poco al límite máximo de laenergía que puede conseguirse con lapresente generación de aceleradores,que han dejado pequeñas a muchasciudades modernas y cuestan decenas demiles de millones de dólares. Son taninmensos que sólo los grandesconsorcios de naciones pueden

permitírselos. Se necesitan nuevas ideasy principios para ampliar las barrerasque encuentran los aceleradoresconvencionales. El santo grial de losfísicos de partículas es crear unacelerador de «sobremesa» que puedaformar haces con miles de millones deelectronvoltios de energía mediante unafracción de las dimensiones y del costede los aceleradores convencionales.

Para entender el problema,imaginemos una carrera de relevos, enla que los corredores están distribuidosalrededor de una gran pista de atletismocircular. Los corredores intercambian untestigo cuando dan la vuelta a la pista.Ahora imaginemos que cada vez que eltestigo pasa de un corredor a otro, los

corredores reciben una ráfaga extra deenergía, por lo que corrensucesivamente con mayor rapidez a lolargo de la pista.

Esto es similar a un acelerador departículas, donde el testigo consiste enun haz de partículas subatómicas queviaja alrededor de la pista circular.Cada vez que el haz pasa de un corredora otro, recibe una inyección de energíade radiofrecuencia (RF) que lo acelera avelocidades cada vez más elevadas. Asíes cómo los aceleradores de partículashan sido construidos en el último mediosiglo. El problema de los aceleradoresde partículas convencionales es queestán alcanzando el límite de la energíade RF que puede utilizarse para

alimentar el acelerador.Para resolver este enojoso

problema, los científicos estánexperimentando con manerasradicalmente diferentes de bombearenergía hacia el haz, por ejemplo,mediante potentes haces láser, cuyapotencia está creciendoexponencialmente. Una ventaja de la luzláser consiste en que es «coherente», esdecir, que las ondas de luz vibran en unpreciso unísono, lo que hace posiblegenerar rayos de enorme potencia. Hoy,los haces de láser pueden generarráfagas de energía que transportenbillones de vatios (teravatios) depotencia durante un breve periodo detiempo. (En contraste, una planta de

energía nuclear puede generar sólo unosmíseros megavatios de potencia, pero aun ritmo constante.) Empiezan a estardisponibles los láseres que generanhasta mil billones de vatios (o 1petavatio).

Los aceleradores de láser trabajana partir del siguiente principio. La luzláser es lo bastante caliente como paragenerar un gas de plasma (un conjuntode átomos ionizados), que después vibraen oscilaciones como ondas a grandesvelocidades, de forma semejante a unaola marina. A continuación, un haz departículas subatómicas «surfea» en lacresta de esta ola de plasma. Inyectandomás energía de láser, la ola de plasmaviaja a mayor velocidad y estimula la

energía del haz de la partícula quenavega sobre ella. Recientemente,disparando un láser de 50 teravatioscontra un objetivo sólido, los científicosdel Laboratorio Rutherford Appleton deInglaterra produjeron un haz de protonesque emergió del objetivo con unaenergía de 400 millones deelectronvoltios (MeV) de energía en unhaz colimado. En la École Polytechniquede París, los físicos han aceleradoelectrones a 200 MeV en una distanciade un milímetro.

Los aceleradores de láser creadoshasta ahora eran pequeños y no muypotentes. Pero pensemos por unmomento que este acelerador pudieraampliarse tanto que en lugar de operar

sobre un milímetro lo hiciera sobre unmetro. En este caso sería capaz deacelerar electrones a 200gigaelectronvoltios sobre una distanciade un metro, cumpliendo el objetivo deun acelerador de sobremesa. Otro hitose alcanzó en 2001 cuando los físicosdel SLAC (Stanford Linear AcceleratorCenter) consiguieron acelerar electronesa una distancia de 1,4 metros. En lugarde utilizar un haz de láser, crearon unaonda de plasma inyectando un haz departículas cargadas. Aunque la energíaque alcanzaron era baja, demostraronque las ondas de plasma pueden acelerarpartículas en distancias de un metro.

El progreso en esta prometedoraárea de investigación es extremadamente

rápido: la energía alcanzada por estosaceleradores crece por un factor de 10cada cinco años. A este ritmo, elprototipo de un acelerador de sobremesapuede estar cerca. Si tiene éxito, puedehacer que el LHC parezca el último delos dinosaurios. Sin embargo, aunque esprometedor, todavía hay muchosobstáculos para la construcción de unacelerador de sobremesa. Como elsurfista que se desliza sobre lastraidoras olas del mar al navegar sobreellas, mantener el haz de modo quecabalgue adecuadamente sobre la ola deplasma es difícil (los problemasincluyen centrar el haz y mantener suestabilidad e intensidad). Pero ningunode estos problemas parece insuperable.

El futuro

Hay algunas posibilidades remotas

de demostrar la teoría de cuerdas.Edward Witten mantiene la esperanza deque, en el instante del big bang, eluniverso se expandió con tanta rapidezque quizás una cuerda se expandió conél, dando lugar a una inmensa cuerda deproporciones astronómicas que navega ala deriva por el espacio. Señala:«Aunque un poco descabellado, éste esmi guión favorito para confirmar lateoría de cuerdas, ya que no habría unamanera más espectacular de resolver lacuestión que viendo una cuerda en untelescopio»[28].

Brian Greene hace una lista decinco ejemplos de datosexperimentales[29] que podríanconfirmar la teoría de cuerdas o almenos le darían credibilidad:

1. Podría determinarseexperimentalmente la pequeñamasa del elusivo yfantasmagórico neutrino, y lateoría de cuerdas podríaexplicarla.

2. Podrían encontrarsepequeñas violaciones delmodelo estándar queviolarían la física departículas puntuales, como la

desintegración dedeterminadas partículassubatómicas.

3. Podrían encontrarseexperimentalmente nuevasfuerzas de largo alcance(distintas de la gravedad y delelectromagnetismo) queseñalasen una determinadaelección de una multiplicidadde Calabi-Yau.

4. Podrían encontrarsepartículas de materia oscuraen el laboratorio ycompararlas con laspredicciones de la teoría decuerdas.

5. La teoría de cuerdas

podría calcular la cantidad deenergía oscura en el universo.

Mi opinión particular es que la

verificación de la teoría de cuerdaspodría partir de las matemáticas puras yno de la experimentación. Como sesupone que la teoría de cuerdas es unateoría del todo, debería ser una teoría delas energías cotidianas así como de lascósmicas. Por tanto, si finalmentelogramos resolver la teoría del todo,podremos calcular las propiedades delos objetos ordinarios y no sólo de losexóticos encontrados en el espacioexterior. Por ejemplo, sería un logro deprimera magnitud que la teoría decuerdas pudiera calcular las masas del

protón, el neutrón y el electrón a partirde primeros principios. En todos losmodelos de la física (excepto la teoríade cuerdas) las masas de estaspartículas familiares se ponen a mano.No necesitamos un LHC, en ciertosentido, para verificar la teoría, puestoque ya sabemos las masas de decenas departículas subatómicas, todas las cualesdeberían ser determinadas mediante lateoría de cuerdas sin necesidad deparámetros ajustables.

Como dijo Einstein: «Estoyconvencido de que podemos descubrirpor medios de construcción puramentematemática los conceptos y las leyes[...] que proporcionan la clave paraentender los fenómenos naturales. La

experiencia puede sugerir los conceptosmatemáticos apropiados, pero sin dudaéstos no pueden ser deducidos de ella.[...] En cierto sentido, por tanto,sostengo que, tal como soñaron losantiguos, el pensamiento puro puedecaptar la realidad»[30].

Si es así, quizá la teoría M (ocualquier teoría que nos lleve finalmentea una teoría cuántica de la gravedad)hará posible el viaje final de toda lavida inteligente en el universo, la huidadesde nuestro universo moribundodentro de billones de billones de añoshacia un nuevo hogar.

Huida hacia elhiperespacio

10. El final de todo

[Consideremos] laopinión que sostienen ahorala mayoría de los físicos, asaber, que el Sol con todossus planetas devendrá con eltiempo demasiado frío para lavida, a no ser que algúncuerpo grande se introduzcaen él y le insufle nueva vida.Creyendo, como creo yo, queel hombre en el futuro lejanoserá una criatura mucho másperfecta que lo que es ahora,

es intolerable la idea de queél y todos los demás seressensibles estén condenados auna completa aniquilacióndespués de este lentoprogreso continuado.

Charles Darwin

Según la leyenda nórdica, el día

del juicio final o Ragnarok, elCrepúsculo de los Dioses, iráacompañado de grandes cataclismos.Tanto Midgard (la Tierra Media) comolos cielos se verán sometidos a unahelada paralizante. Vientos cortantes,tormentas cegadoras, terremotosdevastadores y hambrunas asediarán latierra, mientras los hombres y mujeres

perecerán irremediablemente en grannúmero. Tres inviernos así paralizaránla tierra, sin alivio de ningún tipo,mientras lobos voraces se comerán elSol y la Luna y hundirán el mundo en lamás completa oscuridad. Caerán lasestrellas del cielo, la tierra temblará ylas montañas se desintegrarán. Losmonstruos se liberarán mientras Loki, eldios del caos, extenderá la guerra, laconfusión y la discordia por la tierraestéril.

Odín, el padre de los dioses,reunirá a sus valientes guerreros porúltima vez en el Valhalla para librar elúltimo combate. Al final, mientras losdioses mueren uno a uno, Surtur, el diosdel mal, arrojará fuego y azufre por la

boca y prenderá un infierno gigantescoque se tragará el cielo y la tierra.Mientras las llamas se extienden portodo el universo, la tierra se hundirá enlos océanos y el tiempo se detendrá.

Pero del cúmulo de cenizas surgeun nuevo principio. Una nueva tierra,diferente de la vieja, va alzándoselentamente del mar y del suelo fértilsurgen copiosos frutos y plantas exóticasque dan a luz una nueva raza dehumanos.

La leyenda vikinga de unacongelación gigantesca seguida dellamas y una batalla final presenta unatriste historia del fin del mundo. En lasmitologías de todo el mundo puedenencontrarse temas similares. El fin del

mundo va acompañado de grandescatástrofes climáticas, normalmente ungran fuego, terremotos o una ventisca,seguidos de la batalla final entre el bieny el mal. Pero también hay un mensajede esperanza. De las cenizas surge larenovación.

Los científicos que contemplan lasfrías leyes de la física deben enfrentarseahora a temas similares. Los datospuros, más que las leyendas mitológicassusurradas alrededor del fuego, dictan lavisión que tienen los científicos del finaldefinitivo del universo, pero en elmundo científico pueden surgir temassemejantes. Entre las soluciones de lasecuaciones de Einstein también pareceposible un futuro con un frío

paralizador, fuego, catástrofe y el finaldel universo. Pero ¿habrá al final unrenacimiento?

Según la imagen que proporcionael satélite WMAP, una misteriosa fuerzade antigravedad está acelerando laexpansión del universo. Si sigue durantemiles de millones o billones de años, eluniverso alcanzará una gran congelaciónsimilar a la ventisca que augura elcrepúsculo de los dioses y da fin a todavida tal como la conocemos. Esta fuerzade antigravedad que separa el universoes proporcional al volumen deluniverso. Así, cuanto más grande sevuelve éste, más antigravedad hay paraseparar las galaxias, lo que a su vezaumenta el volumen del universo. Este

círculo vicioso se repiteinterminablemente, hasta que el universose desboca y crece de formaexponencial.

Finalmente, esto significa quetreinta y seis galaxias del grupo total degalaxias formarán todo el universovisible, mientras miles de millones degalaxias vecinas se alejan más allá denuestro horizonte de sucesos. Con elespacio entre las galaxiasexpandiéndose a mayor velocidad que laluz, el universo se convertirá en un lugarterriblemente solitario. Las temperaturasse hundirán a medida que la energíarestante se vaya diluyendo y haciéndosecada vez más débil en el espacio.Cuando las temperaturas lleguen cerca

del cero absoluto, las especiesinteligentes tendrán que enfrentarse a suúltimo destino: morir congeladas.

Las tres leyes de la termodinámica

Si todo el mundo es un escenario,como dijo Shakespeare, finalmente setendrá que llegar al tercer acto. En elprimer acto, teníamos el big bang y elsurgimiento de la vida y la conciencia enla Tierra. En el segundo acto, quizáviviremos para explorar las estrellas ylas galaxias. Finalmente, en el terceracto, nos enfrentaremos a la muertedefinitiva del universo en una grancongelación.

En última instancia, vemos que elguión tiene que seguir las leyes de la

termodinámica. En el siglo XIX, losfísicos formularon las tres leyes de latermodinámica que gobiernan la físicadel calor, y empezaron a prever lamuerte final del universo. En 1854, elgran físico alemán Hermann vonHelmholtz constató que las leyes de latermodinámica pueden aplicarse aluniverso como un todo, lo que significaque todo lo que nos rodea, incluyendolas estrellas y las galaxias, a la larga seagotará.

La primera ley establece que lacantidad total de materia y energía seconserva[1]. Si bien la energía y lamateria pueden intercambiarse una conotra (a través de la célebre ecuación deEinstein E=mc²), la cantidad total de

materia y energía nunca puede sercreada ni destruida.

La segunda leyes la más misteriosay profunda. Establece que la cantidadtotal de entropía (caos o desorden) en eluniverso siempre aumenta. Dicho deotro modo, a la larga, todo debeenvejecer y agotarse. La quema debosques, la oxidación de las máquinas,la caída de los imperios y elenvejecimiento del cuerpo humanorepresentan el aumento de la entropía enel universo. Es fácil, por ejemplo,quemar un trozo de papel. Estorepresenta un aumento neto del caostotal. Sin embargo, es imposiblerecuperar el humo para volver aconvertirlo en papel. (Puede hacerse que

la entropía disminuya con la adición detrabajo mecánico, como en unrefrigerador, pero sólo en un pequeñoentorno local; la entropía total de todo elsistema —el refrigerador más su entorno— siempre aumenta.)

Arthur Eddington dijo una vezsobre la segunda ley: «Creo que la leyque dice que la entropía siempreaumenta —la Segunda Ley de laTermodinámica— ocupa la posiciónsuprema entre las leyes de la Naturaleza.[...] Si descubres que una teoríacontradice la Segunda Ley de laTermodinámica, pierde toda esperanza:está destinada a hundirse en la másprofunda humillación»[2].

(Al principio, parece como si la

existencia de formas de vida complejasen la Tierra viole la segunda ley. Parecesorprendente que del caos de la Tierraprimigenia surgiera una diversidadincreíble de formas de vida complejas,que albergan incluso la inteligencia y laconciencia y que reducen la cantidadtotal de entropía. Algunos haninterpretado este milagro como pruebade un creador benevolente. Perorecordemos que la vida se rige por lasleyes naturales de la evolución y que laentropía total sigue aumentando, porqueel Sol va enviando constantemente laenergía adicional que alimenta la vida.Si incluimos el Sol y la Tierra, laentropía total sigue aumentando.)

La tercera ley establece que ningún

refrigerador puede alcanzar el ceroabsoluto. Puede llegarse a una pequeñafracción de un grado por encima delcero absoluto, pero nunca puedealcanzarse un estado de movimientocero. (Y, si incorporamos el principiocuántico, esto implica que las moléculassiempre tendrán una pequeña cantidadde energía, ya que la energía ceroimplica que sabemos la situación yvelocidad exacta de cada molécula, locual violaría el principio deincertidumbre.)

Si la segunda ley se aplica aluniverso entero, significa que eluniverso acabará agotándose. Lasestrellas agotarán su combustiblenuclear, las galaxias dejarán de iluminar

el firmamento y el universo quedarácomo un grupo sin vida de estrellasenanas muertas, estrellas de neutrones yagujeros negros. El universo se hundiráen la oscuridad eterna.

Algunos cosmólogos han intentadoevadir esta «muerte térmica» apelando aun universo oscilante. La entropíaaumentaría continuamente al expandirseel universo y finalmente contraerse.Pero, después de la gran implosión, noestá claro en qué quedaría la entropíadel universo. Algunos han acariciado laidea de que quizás el universo pudierarepetirse a sí mismo exactamente en elciclo siguiente. Más realista es laposibilidad de que la entropía seatransportada al nuevo ciclo, lo que

significa que el tiempo de vida deluniverso se alargaría gradualmente encada ciclo. Pero, aunque la cuestiónpueda mirarse de distintas maneras, eluniverso oscilante, como los universosabiertos y cerrados, tendrá finalmentecomo resultado la destrucción de toda lavida inteligente.

El «big crunch» o la gran implosión

Uno de los primeros intentos deaplicar la física para explicar el finaldel universo fue un trabajo escrito en1969 por Sir Martin Rees, titulado «Elcolapso del Universo: un estudioescatológico»[3]. En aquellos años, elvalor de Omega todavía no se conocía

del todo, por lo que él partió de la basede que era dos, lo que significaba que eluniverso a la larga dejaría de expandirsey moriría en una gran implosión en lugarde una gran congelación.

Calculó que la expansión deluniverso llegará a detenerse cuando lasgalaxias estén dos veces más lejos queahora y cuando la gravedad superefinalmente la expansión original deluniverso. El desplazamiento hacia elrojo que vemos en el firmamento seconvertirá en desplazamiento al azul amedida que las galaxias empiecen aacercarse.

En esta versión, de aquí a unos50.000 millones de años, se produciránacontecimientos catastróficos que

marcarán la agonía final del universo.Cien millones de años antes de la granimplosión, las galaxias del universo,incluida nuestra propia galaxia de la VíaLáctea, empezarán a colisionar unas conotras y finalmente se fundirán.Curiosamente, Rees descubrió que lasestrellas individuales se disolveránantes de empezar a colisionar unas conotras, por dos razones. En primer lugar,la radiación de las otras estrellas en elcielo ganará energía cuando el universose contraiga; así, las estrellas estaránbañadas en la abrasadora luz desplazadaal azul de las demás estrellas. Ensegundo lugar, la temperatura de laradiación del fondo de microondasaumentará de manera ingente a medida

que la temperatura del universo sedispare. La combinación de estos dosefectos creará temperaturas quesuperarán la temperatura de la superficiede las estrellas, las cuales absorberán elcalor con mayor rapidez de la quepodrán deshacerse de él. Dicho de otromodo, es probable que las estrellas sedesintegren y se dispersen en nubessupercalientes de gas.

La vida inteligente, en estascircunstancias, morirá inevitablemente,achicharrada por el calor cósmicoprocedente de las estrellas y galaxiascercanas. No hay escape. Como haescrito Freeman Dyson:«Lamentablemente, tengo que estar deacuerdo en que en este caso no hay

manera de escapar de quedar frito. Pormucho que cavemos un profundo agujeroen la Tierra para protegernos de laradiación de fondo desplazada al azul,sólo podremos posponer unos millonesde años nuestro mísero final»[4].

Si el universo se dirige hacia unagran implosión, la pregunta que nosqueda es si podría colapsar y luegorebotar, como en la hipótesis deluniverso oscilante. Este es el guiónadoptado en la novela Tau cero, de PoulAnderson. Si el universo fueranewtoniano, tal vez sería posible, sihubiera suficiente movimiento lateralcuando las galaxias se comprimieran unacontra otra. En este caso, las estrellaspodrían no ser comprimidas en un solo

punto, sino que podrían evitar el choqueen el punto de máxima compresión yluego rebotar, sin colisionar una conotra.

Sin embargo, el universo no esnewtoniano; obedece a las ecuacionesde Einstein. Roger Penrose y StephenHawking han demostrado que, encircunstancias muy generales, un grupode galaxias en descomposición seríacomprimido necesariamente en unasingularidad. (Esto se debe al hecho deque el movimiento lateral de lasgalaxias contiene energía y, por tanto,interacciona con la gravedad. Así, eltirón gravitacional en la teoría deEinstein es muy superior al que seencuentra en la teoría newtoniana para

los universos que colapsan, y eluniverso colapsa en un solo punto.)

Las cinco fases del universo

A pesar de todo, los datos recientesdel satélite WMAP favorecen la granimplosión. Para analizar la historia de lavida del universo, científicos como FredAdams y Greg Laughlin, de laUniversidad de Michigan, han intentadodividir la edad del universo en cincoestados distintos. Como estamoscomentando escalas de tiempoverdaderamente astronómicas,adoptaremos un marco de tiempologarítmico. Así, 1020años seránrepresentados como 20. (Este modelo

fue realizado antes de que se apreciarandel todo las implicaciones de ununiverso en aceleración. Pero eldesglose general de las fases deluniverso sigue siendo el mismo.)

La cuestión que nos preocupa es lasiguiente: ¿puede la vida inteligenteutilizar su ingenio para sobrevivir dealguna forma durante estas fases, duranteuna serie de catástrofes naturales eincluso tras la muerte del universo?

Primera fase: Era primordial

En la primera fase (entre -50 y 5,

es decir, entre 10-10y 105años), el

universo experimentó una rápidaexpansión pero también un rápidoenfriamiento. Al enfriarse, las distintasfuerzas, que antes estaban unidas en una«superfuerza» fundamental, se fueronseparando gradualmente y dieron lugar alas cuatro fuerzas de hoy en día. Lagravedad fue la primera que sedesprendió, a continuación lainteracción nuclear fuerte y finalmente ladébil. Al principio, el universo eraopaco y el cielo blanco, ya que la luz fueabsorbida poco después de haber sidocreada. Pero 380.000 años después delbig bang, el universo se enfrió losuficiente para que se formaran átomossin separarse por colisión debido alintenso calor. El cielo se oscureció. La

radiación de fondo de microondas datade este periodo.

Durante esta era, el hidrógenoprimordial se fusionó en helio, creandola mezcla actual de combustible estelarque se ha extendido por todo eluniverso. En esta fase de la evolucióndel universo, la vida tal como laconocemos era imposible. El calor erademasiado intenso; cualquier tipo deADN o de otras moléculas autocatalíticas que se formasen habríaestallado por colisiones aleatorias conotros átomos, impidiendo la existenciade los elementos químicos estables de lavida.

Segunda fase: Era estelífera

Hoy en día vivimos en la segunda

fase (entre 6 y 14, o entre 106y1014años), cuando el gas hidrógeno seha comprimido y las estrellas hanentrado en ignición e iluminan el cielo.En esta era, encontramos estrellas ricasen hidrógeno que resplandecen durantemiles de millones de años hasta que seles agota el combustible nuclear. Eltelescopio espacial Hubble hafotografiado estrellas en todas sus fasesde evolución, incluyendo estrellasjóvenes rodeadas de un disco giratoriode polvo y detritus, que probablementees el predecesor de un sistema solar consus planetas.

En esta fase, las condiciones son

ideales para la creación de ADN y devida. Dado el enorme número deestrellas en el universo visible, losastrónomos han intentado darargumentos plausibles, basados en lasleyes conocidas por la ciencia, para elsurgimiento de vida inteligente en otrossistemas planetarios. Pero cualquierforma de vida inteligente tendrá queenfrentarse a una serie de obstáculoscósmicos, muchos de ellos causados porsí misma, como la contaminaciónambiental, el calentamiento global y lasarmas nucleares. Partiendo de la base deque la vida inteligente no se hayadestruido a sí misma, deberemosenfrentarnos a una serie sobrecogedorade desastres naturales, cualquiera de los

cuales puede terminar en catástrofe.En una escala de tiempo de decenas

de miles de años, puede haber unaglaciación parecida a la que enterróNorteamérica bajo más de un kilómetrode hielo haciendo imposible lacivilización humana. Hace poco más dediez mil años, los humanos vivían enmanadas como los lobos, en pequeñastribus aisladas que salían a buscarcomida. No había acumulación deconocimientos ni ciencia. No existía lapalabra escrita. La humanidad estabapreocupada por un solo objetivo: lasupervivencia. Entonces, por razonesque todavía no comprendemos, terminóla Edad de Hielo y los humanosempezaron el rápido ascenso del hielo a

las estrellas. Sin embargo, este breveperiodo interglacial no puede durar parasiempre. Quizás en diez mil años más,otra Edad de Hielo cubrirá la mayorparte del mundo. Los geólogos creen quelos efectos de pequeñas variaciones enla rotación de la Tierra alrededor de sueje se irán acumulando y permitirán quela corriente atmosférica jet streamdescienda de los casquetes polares alatitudes más bajas y cubra la Tierra dehielo. En este punto, tendríamos quevivir bajo tierra para mantener el calor.La Tierra estuvo en otros tiempostotalmente cubierta de hielo. Podríavolver a ocurrir.

En una escala de tiempo de miles amillones de años, deberemos

prepararnos para recibir impactos demeteoros y cometas. Lo más probable esque el impacto de un meteoro o cometadestruyera los dinosaurios hace 65millones de años. Los científicos creenque un objeto extraterrestre, quizá demenos de 15 kilómetros de diámetro, seestrelló en la Península de Yucatán, enMéxico, y abrió un cráter de 290kilómetros de diámetro. La cantidad derestos que lanzó a la atmósfera impidióla llegada de la luz del Sol y oscurecióla Tierra, causando temperaturas gélidasque mataron la vegetación y la forma devida dominante en la Tierra en aquelmomento, los dinosaurios. En menos deun año, los dinosaurios y la mayoría delas especies de la Tierra perecieron.

A juzgar por el ritmo de impactosdel pasado, hay una probabilidad de 1entre 100.000 de que en los próximoscincuenta años el impacto de unasteroide cause daños a nivel mundial.La probabilidad de un impactoimportante en millones de añosposiblemente crezca hasta casi el 100%.

(En el sistema solar interno, dondereside la Tierra, hay quizá de 1.000 a1.500 asteroides que tienen un kilómetroo más de diámetro, y un millón deasteroides de más de 50 metros dediámetro. Los asteroides son observadosen el Observatorio AstrofísicoSmithsonian de Cambridge a un ritmo dequince mil por año. Afortunadamente,sólo cuarenta y cuatro asteroides

conocidos tienen una probabilidadpequeña pero real de impactar con laTierra. En el pasado hubo cierto númerode falsas alarmas relativas a estosasteroides, la más famosa de las cualesafectaba al asteroide 1997XF11, que losastrónomos creyeron erróneamente quepodía impactar en la Tierra en un plazode treinta años, y 10 publicaron todoslos periódicos. Pero, examinando conatención la órbita de un asteroidellamado 1950DA, los científicos hancalculado que hay sólo una pequeñaprobabilidad —aunque no nula— de queimpacte contra la Tierra el 16 de marzode 2880. Las simulaciones de ordenadorque se han hecho en la Universidad deCalifornia, en Santa Cruz, demuestran

que si este asteroide impactara en elmar, crearía una ola de 120 metros dealtura, lo que afectaría a la mayor partede las zonas costeras provocandoinundaciones devastadoras.)[5]

En una escala de miles de millonesde años, lo preocupante es que el Sol setrague la Tierra. El Sol es ya un 30%más caliente de 10 que era en suinfancia. Los estudios por ordenador handemostrado que, de aquí a 3.500millones de años, el Sol será un 40%más brillante que hoy, 10 que significaque la Tierra se irá calentandogradualmente. El Sol se verá cada vezmás grande en el cielo diurno, hastaocupar la mayor parte del cielo dehorizonte a horizonte. A corto plazo, las

criaturas vivas, intentando escapardesesperadamente del calor abrasadordel Sol, se verán obligadas a entrar enlos mares, revirtiendo la marchahistórica de la evolución en este planeta.Finalmente, los océanos herviránhaciendo imposible la vida tal como laconocemos. De aquí a unos 5.000millones de años, el núcleo del Solagotará su reserva de hidrógeno ymutará en una estrella gigante roja.Algunas gigantes rojas son tan grandesque podrían engullir Marte si estuvieransituadas en la posición de nuestro Sol.Sin embargo, nuestro Sol probablementesólo se expandirá hasta alcanzar lasdimensiones de la órbita de la Tierra,devorando a Mercurio y Venus y

fundiendo las montañas de la Tierra. Asípues, es muy probable que nuestraTierra sucumba incendiada, más quehelada, convirtiéndose en un carboncilloquemado orbitando alrededor del Sol.

Algunos físicos argumentan que,antes de que ocurra esto, deberíamos sercapaces de utilizar tecnología avanzadapara trasladar la Tierra a una órbita másgrande alrededor del Sol, si es que nohemos emigrado ya de la Tierra a otrosplanetas en gigantescas arcas espaciales.«Siempre que la inteligencia de la genteaumente con mayor rapidez que el brillodel Sol, la Tierra prosperará»[6], afirmael astrónomo y escritor Ken Croswell.

Los científicos han propuestovarias maneras de mover la tierra de su

órbita actual alrededor del Sol. Unamanera sencilla sería desviarcuidadosamente una serie de asteroidesdel cinturón de asteroides de modo quevuelen alrededor de la tierra. El efectohonda aumentaría la órbita de la Tierra eincrementaría su distancia al Sol. Cadaaumento movería la Tierra de maneragradual, pero habría mucho tiempo paradesviar cientos de asteroides yconseguir esta hazaña. «Durante losvarios miles de millones de años quefaltan para que el Sol se convierta enuna gigante roja, nuestros descendientespodrían atrapar una estrella cercana enuna órbita alrededor del Sol y despuéstrasladar la Tierra de su órbita solar auna órbita alrededor de la nueva

estrella»[7], añade Croswell.Nuestro Sol sufrirá un destino

diferente del de la Tierra; morirá en elhielo, más que en el fuego. A la larga,después de quemar helio, durante 700millones de años como gigante roja, elSol agotara la mayor parte de sucombustible nuclear y la gravedad locomprimirá en una enana blanca de lasdimensiones de la Tierra. Nuestro Sol esdemasiado pequeño para sufrir lacatástrofe llamada supernova yconvertirse en un agujero negro.Después de que nuestro Sol se conviertaen una estrella enana blanca, finalmentese enfriará, resplandeciendo con uncolor rojizo, después marrón yfinalmente negro. Irá a la deriva en el

vacío cósmico como una pieza de cenizanuclear muerta. El futuro de casi todoslos átomos que vemos a nuestroalrededor, incluyendo los átomos denuestros cuerpos y de los seres queamamos, es acabar en forma de uncarboncillo quemado orbitandoalrededor de una estrella enana negra.Como esta estrella enana sólo pesará0,55 masas solares, lo que quede de laTierra se establecerá en una órbita un70% mas alejada de lo que está hoy[8].

A esta escala, vemos que elflorecimiento de plantas y animales en laTierra durará poco más de mil millonesde años (y hoy estamos a mitad decamino de esta nuestra época dorada).«La Madre Naturaleza no fue diseñada

para hacernos felices»[9], dice elastrónomo Donald Brownlee.Comparado con el tiempo de vida detodo el universo, el florecimiento devida dura sólo un breve instante.

Tercera fase: Era degenerada

En la fase 3 (entre 15 y 39), la

energía de las estrellas en el universofinalmente estará agotada. El procesoaparentemente eterno de quemarhidrógeno y después helio finalmente sedetiene, dejando atrás fragmentos inertesde materia nuclear muerta en forma deestrellas enanas, estrellas de neutrones y

agujeros negros. Las estrellas en el cielodejan de brillar; el universo se sumergegradualmente en la oscuridad.

Las temperaturas caeránespectacularmente en la fase 3 cuandolas estrellas pierdan sus motoresnucleares. Cualquier planeta que girealrededor de una estrella muerta secongelará. Partiendo de que la Tierratodavía esté intacta, lo que quede de susuperficie se convertirá en una costra dehielo, obligando a las formas de vidainteligente a buscarse un nuevo hogar.

Mientras las estrellas gigantespueden durar unos cuantos millones deaños y las estrellas que quemanhidrógeno como nuestro Sol miles demillones de años, las estrellas enanas

rojas pequeñas pueden arder durantebillones de años. Éste es el motivo porel que intentar recolocar la órbita de laTierra alrededor de una estrella enanaroja tiene sentido en teoría. El vecinoestelar más próximo a la tierra, ProximaCentauri, es una estrella enana roja queestá a sólo 4,3 años luz de la Tierra.Nuestro vecino más cercano pesa sólo el15 % de la masa del Sol y escuatrocientas veces más débil que éste,por lo que cualquier planeta queorbitase a su alrededor tendría que estarextremadamente cerca para beneficiarsede su débil luz estelar. La Tierra tendríaque orbitar alrededor de esta estrellaveinte veces más cerca de lo que estáahora del Sol para recibir la misma

cantidad de luz solar. Pero, una vez enórbita alrededor de una estrella enanaroja, un planeta recibiría energíasuficiente para durar billones de años.

A la larga, las únicas estrellas queseguirán quemando combustible nuclearserán las enanas rojas. Sin embargo, conel tiempo, también ellas se oscurecerán.De aquí a cien billones de años, lasenanas rojas restantes acabaránexpirando.

Cuarta fase: Era de los agujerosnegros

En la fase 4 (entre 40 y 100), la

única fuente de energía será la lentaevaporación de energía de los agujerosnegros. Como demostraron JacobBekenstein y Stephen Hawking, losagujeros negros no son totalmentenegros; en realidad, irradian una débilcantidad de energía llamada«evaporación». (En la práctica, estaevaporación de los agujeros negros esdemasiado pequeña para observarlaexperimentalmente, pero a escalaslargas de tiempo la evaporacióndetermina finalmente el destino de unagujero negro.)

Los agujeros negros enevaporación pueden tener distintostiempos de vida. Un miniagujero negrode las dimensiones de un protón podría

irradiar 10.000 millones de vatios deenergía durante el tiempo de vida delsistema solar.[10] Un agujero negro quepesase tanto como el Sol se evaporaríaen 1066años. Un agujero negro quepesase como un grupo galáctico seevaporaría en 10117años. Sin embargo,cuando un agujero negro llega al final desu vida, después de emitir radiación, depronto explota. Es posible que la vidainteligente, como los vagabundos que seacurrucan junto a las ascuas moribundasde débiles fuegos, se congreguealrededor del débil calor emitido porlos agujeros negros que se evaporanpara extraer un poco de calor de ellos,hasta que se evaporen.

Quinta fase: Era oscura

En la quinta fase (más de 101),

entramos en la era oscura del universo,cuando finalmente todas las fuentes decalor de la Tierra se han agotado. Enesta fase, el universo se dirigelentamente hacia su muerte definitivapor ausencia de calor, cuando latemperatura se acerca al cero absoluto.En este punto, los propios átomos casise detienen. Quizás incluso los propiosprotones se habrán descompuesto,dejando a la deriva un mar de fotones yuna líquida sopa de partículas queinteraccionan débilmente (neutrinos,electrones y su antipartícula, el

positrón). El universo puede consistir enun nuevo tipo de «átomo» llamadopositronio, consistente en electrones ypositrones que circulan unos alrededorde otros.

Algunos físicos han especulado queestos «átomos» de electrones yantielectrones podrían ser capaces deformar nuevos bloques de construcciónde vida inteligente en esta era oscura.Sin embargo, las dificultades a las quese enfrenta esta idea son formidables.Un átomo de positronio en la era oscuratendría unos 10¹²megaparsecs dediámetro, millones de veces más grandeque el universo observable hoy en día.Así, en esta era oscura, aunque estos«átomos» pueden formarse, tendrían las

dimensiones de un universo entero.Como durante esta era oscura eluniverso se habrá expandido a unasdistancias enormes, sería fácilmentecapaz de acomodar estos átomosgigantes de positronio. Pero como estosátomos son tan grandes, significa quecualquier «química» que implique aestos «átomos» estaría en escalas detiempo colosales totalmente diferentesde todo lo que conocemos.

Como escribió el cosmólogo TonyRothman: «Y así, finalmente, después de10117años, el cosmos consistirá en unoscuantos electrones y positronesencerrados en sus potentes órbitas,neutrinos y fotones dejados por ladesintegración del barión y restos de

protones extraviados procedentes de laaniquilación del positronio y losagujeros negros. Porque también estoestá escrito en el Libro del Destino»[11].

¿Puede sobrevivir la inteligencia?

Dadas las abrumadorascondiciones que se encuentran al finalde la gran congelación, los científicoshan debatido si hay posibilidades desupervivencia para cualquier forma devida inteligente. Para empezar, pareceinútil discutir si la vida inteligentesobrevivirá en la quinta fase, cuando lastemperaturas desciendan prácticamenteal cero absoluto. Sin embargo, sí quehay un animado debate entre los físicos

sobre si la vida inteligente puedesobrevivir.

El debate se centra en doscuestiones clave. La primera es:¿pueden los seres inteligentes operar susmáquinas cuando las temperaturas seacercan al cero absoluto? Según lasleyes de la termodinámica, dado que laenergía fluye de una temperatura másalta a una más baja, este movimiento deenergía puede servir para hacer untrabajo mecánico utilizable. Porejemplo, puede extraerse energía de unmotor térmico que conecte dos regionesa distintas temperaturas. Cuanto mayorsea la diferencia de temperatura, mayores la eficiencia del motor. Ésta es labase de las máquinas que propiciaron la

Revolución Industrial, como la máquinade vapor y la locomotora. De entrada,parece imposible extraer trabajo algunode un motor térmico en la quinta fase, yaque todas las temperaturas serán iguales.

La segunda cuestión es: ¿puede unaforma de vida inteligente enviar yrecibir información? Según la teoría dela información, la unidad menor quepuede ser enviada y recibida esproporcional a la temperatura. Cuandola temperatura cae cerca del ceroabsoluto, la capacidad de procesarinformación también se ve gravementeperjudicada. Los bits de informaciónque pueden transmitirse cuando eluniverso se enfríe tendrán que ser cadavez menores en número.

El físico Freeman Dyson y otroshan vuelto a analizar la física de la vidainteligente frente a un universomoribundo. ¿Pueden encontrarsemaneras ingeniosas de que la vidainteligente sobreviva aunque lastemperaturas desciendan hasta el ceroabsoluto?, se preguntan.

Cuando la temperatura empiece adisminuir en todo el universo, alprincipio las criaturas pueden tratar debajar su temperatura corporal utilizandola ingeniería genética. De este modo,podrían ser mucho más eficientes alutilizar el suministro de energíamenguante. Pero, finalmente, lastemperaturas corporales alcanzarán elpunto de congelación del agua. En este

momento, los seres inteligentes tal veztengan que abandonar sus frágilescuerpos de carne y hueso y adquirircuerpos robóticas. Los cuerposmecánicos pueden soportar el fríomucho mejor que los de carne y hueso.Pero las máquinas también obedecen alas leyes de la teoría de la información yla termodinámica, por lo que la vidasería extremadamente difícil, inclusopara los robots.

Aunque las criaturas inteligentesabandonen sus cuerpos robóticos y setransformen en pura conciencia, todavíapersiste el problema del procesamientode información. A medida que latemperatura siga cayendo, la únicamanera de sobrevivir será «pensar» más

despacio. Dyson llega a la conclusión deque una forma de vida ingeniosa todavíasería capaz de pensar durante unacantidad de tiempo indefinidoampliando el tiempo requerido para elprocesamiento de información y tambiénhibernando para conservar energía.Aunque el tiempo físico necesario parapensar y procesar información puedaampliarse durante miles de millones deaños, el «tiempo subjetivo» visto por laspropias criaturas inteligentes seguiríasiendo el mismo. Nunca notarían ladiferencia. Todavía serían capaces detener pensamientos profundos, pero sóloa una escala de tiempo mucho más lenta.Dyson llega a la conclusión, en uncomentario extraño pero optimista, de

que de este modo la vida inteligentepodrá procesar la información y«pensar» indefinidamente. Procesar unsolo pensamiento puede llevar billonesde años, pero con respecto al «tiemposubjetivo» el pensamiento procederíacon normalidad.

Pero si las criaturas inteligentespiensan lentamente, quizá podrían sertestigos de las transiciones cuánticascósmicas que se producen en eluniverso. Normalmente, estastransiciones cósmicas, como la creaciónde universos recién nacidos o latransición a otro universo cuántico,tienen lugar durante billones de años y,por tanto, son puramente teóricas. Noobstante, en la quinta fase se

comprimirán billones de años en el«tiempo subjetivo» y podrán parecer tansólo unos segundos para estas criaturas;pensarían tan lentamente que podrían verocurrir extraños acontecimientoscuánticos todo el tiempo. Podrían verregularmente universos burbuja o saltoscuánticos a universos alternativos queaparecen de la nada.

Pero a la luz del recientedescubrimiento de que el universo seestá acelerando, los físicos hanreexaminado la obra de Dyson y haniniciado un nuevo debate que les hallevado a conclusiones opuestas: la vidainteligente perecerá necesariamente enun universo en aceleración. Los físicosLawrence Krauss y Glenn Starkman

concluyen: «Hace miles de millones deaños el universo era demasiado calientepara existir. Dentro de incontablessiglos, se volverá tan frío y vacío que lavida, por muy ingeniosa que sea,perecerá»[12].

En el trabajo original, Dyson partióde la base de que la radiación demicroondas de 2,7º en el universocontinuaría cayendo indefinidamente, demodo que los seres inteligentes podríanextraer trabajo utilizable de estaspequeñas diferencias de temperatura.Mientras la temperatura continuasecayendo, siempre podría extraerse eltrabajo utilizable. Sin embargo, Krauss yStarkman señalan que si el universotiene una constante cosmológica, las

temperaturas no descenderán parasiempre, como había pensado Dyson,sino que finalmente alcanzarán un límitemás bajo, la temperatura Gibbons-Hawking (unos 10-29grados kelvin). Unavez alcanzada esta temperatura, latemperatura en todo el universo será lamisma y, por tanto, la vida inteligente nopodrá extraer energía utilizableexplotando las diferencias detemperatura. En cuanto el universoentero alcance una temperaturauniforme, cesará todo el procesamientode información.

(En la década de 1980, sedescubrió que determinados sistemascuánticos, como el movimientobrowniano en un fluido, pueden servir

de base a un ordenador,independientemente de lo fría que sea latemperatura en el exterior. Así pues,mientras las temperaturas caen, estosordenadores pueden seguir calculandoutilizando cada vez menos energía. Estoera una buena noticia para Dyson. Perohabía un problema. El sistema debesatisfacer dos condiciones: tiene quepermanecer en equilibrio con su entornoy nunca debe descartar información.Pero si el universo se expande, elequilibrio es imposible, porque laradiación se diluye y su longitud de ondacrece. Un universo en aceleracióncambia demasiado rápidamente para queel sistema alcance el equilibrio. Y, ensegundo lugar, el requisito de que nunca

se descarte información significa que unser inteligente nunca debe olvidar.Finalmente, un ser inteligente, incapazde descartar recuerdos antiguos, puedeencontrarse reviviendo viejos recuerdosuna y otra vez. «La eternidad sería unacárcel, más que un horizonteinterminable de creatividad y deexploración. Podría ser el nirvana, pero¿sería vida?»[13], preguntan Krauss yStarkman.)

En resumen, vemos que si laconstante cosmológica está cerca decero, la vida inteligente puede «pensar»indefinidamente mientras el universo seenfría, hibernando y pensado lentamente.Pero en un universo en aceleracióncomo el nuestro, esto es imposible.

Toda la vida inteligente está destinada aperecer, según la ley de la física.

Desde esta perspectiva cósmica,vemos, pues, que las condiciones para lavida tal como la conocemos no son másque un episodio fugaz de un tapiz muchomás grande. Hay sólo una pequeñaventana donde las temperaturas son«perfectamente adecuadas» parasostener la vida, ni demasiado calientesni demasiado frías.

Abandonar el universo

Puede definirse la muerte como lacesación definitiva de todoprocesamiento de información.Cualquier especie inteligente deluniverso, cuando empiece a entender las

leyes fundamentales de la física, se veráobligada a enfrentarse a la muerte finaldel universo y de cualquier vidainteligente que pueda contener.

Afortunadamente, tenemos muchotiempo para reunir la energía para unviaje como éste, y hay alternativas,como veremos en el siguiente capítulo.La cuestión que exploraremos es: ¿lasleyes de la física nos permiten escapar aun universo paralelo?

11. Escapar deluniverso

Cualquier tecnología lobastante avanzada esindistinguible de la magia.

Arthur C. Clarke

En la novela Eón, el autor de

ciencia ficción Greg Bear escribe unahistoria angustiosa sobre la huida de unmundo devastado hacia un universoparalelo. Un colosal y amenazador

asteroide del espacio se ha acercado alplaneta Tierra y ha provocado el pánicoy la histeria. Sin embargo, en lugar decaer sobre la Tierra, se quedaextrañamente en órbita alrededor delplaneta. Se envían equipos de científicosal espacio para Investigar y, en lugar deencontrar una superficie desolada sinvida, descubren que en realidad elasteroide es hueco; se trata de una naveespacial inmensa abandonada por unaraza tecnológica superior. Dentro de lanave abandonada, la protagonista dellibro, una física teórica llamada PatriciaVásquez, encuentra siete grandescámaras, entradas a diferentes mundos,con lagos, bosques, árboles e inclusociudades enteras. A continuación,

encuentra enormes bibliotecas quecontienen toda la historia de estosextraños pueblos.

Coge un libro viejo y ve que esTom Sawyer , de Mark Twain, pero enuna edición de 2110. Se da cuenta deque el asteroide no es de unacivilización extraña, sino de la propiaTierra, 1.300 años en el futuro. Entoncestoma conciencia de la escalofrianteverdad: estos viejos documentos hablande una guerra nuclear antigua que estallóen el pasado remoto, matando a miles demillones de personas y causando uninvierno nuclear que mató a miles demillones más. Cuando determina lafecha de esta guerra nuclear, se llevauna fuerte impresión al ver que está a

sólo dos semanas. No puede hacer nadapara detener la guerra inevitable quepronto consumirá todo el planeta,matando a sus seres queridos.

Con gran inquietud, localiza supropia historia personal en estos viejosarchivos y encuentra que su futurainvestigación del espacio-tiempo laayudará a preparar un inmenso túnel enel asteroide, llamado el Camino, quepermitirá a la gente dejar el asteroide yentrar en otros universos. Sus teoríashan demostrado que hay un númeroinfinito de universos cuánticos querepresentan todas las realidadesposibles. Además, sus teorías hacenposible la construcción de pasadizossituados a lo largo del Camino para

entrar en estos universos, cada uno conuna historia alternativa diferente.Finalmente, entra en el túnel, recorre elCamino y encuentra a la gente que huyóen el asteroide, sus descendientes.

Es un mundo extraño. Siglos antes,la gente había abandonado su formaestrictamente humana y ahora podíanasumir formas y cuerpos distintos.Incluso la gente que murió hace tiempotiene sus recuerdos y personalidadesalmacenados en bancos informáticos ypueden volver a la vida. Pueden serresucitados y descargados varias vecesen nuevos cuerpos. Los implantescolocados en sus cuerpos les dan accesoa una información casi infinita. Aunqueesta gente puede tener casi todo lo que

desea, nuestra protagonista se sientedesgraciada y sola en este paraísotecnológico. Echa de menos a su familia,a su novio, su Tierra, todo lo que quedódestruido en la guerra nuclear.Finalmente le dan permiso para explorarlos múltiples universos que seencuentran a lo largo del Camino parabuscar una Tierra paralela en la que seevitó la guerra nuclear y sus seresqueridos todavía viven. Finalmenteencuentra uno y salta a su interior.(Desgraciadamente, comete un pequeñoerror matemático; se encuentra en unmundo en el que el imperio egipcionunca llegó a caer. Se pasa el resto desus días intentando abandonar estaTierra paralela para encontrar su

verdadero hogar.)Aunque el portal dimensional del

que se habla en Eón es puramente deficción, plantea una pregunta interesanterelacionada con nosotros: ¿puedeencontrarse el paraíso en un universoparalelo si las condiciones de nuestropropio universo devienen intolerables?

La desintegración final de nuestrouniverso en una niebla sin vidaconstituida por electrones, neutrinos yfotones parece augurar el final definitivode toda vida inteligente. A escalacósmica, vemos qué frágil y transitoriaes la vida. La época en que la vidapuede florecer se concentra en unafranja muy estrecha, un periodo fugaz enla vida de las estrellas que iluminan el

cielo nocturno. Parece imposible que lavida continúe cuando el universoenvejezca y se enfríe. Las leyes de lafísica y la termodinámica son bastanteclaras: si la expansión del universosigue acelerándose exponencialmente, lainteligencia tal como la conocemos nopodrá sobrevivir. Pero a medida que latemperatura del universo vaya cayendodurante eones, ¿puede una civilizaciónavanzada salvarse a sí misma?Reuniendo toda su tecnología, y latecnología de las demás civilizacionesque puedan existir en el universo,¿puede escapar de la inevitabilidad dela gran congelación?

Como el ritmo al que evolucionanlas fases del universo se mide en miles

de millones o en billones de años, unacivilización industriosa e inteligentetiene mucho tiempo para intentarenfrentarse a estos desafíos. Aunque espura especulación imaginar qué tipos detecnologías puede diseñar unacivilización avanzada para prolongar suexistencia, podría usar las leyes de lafísica conocidas para analizar lasamplias opciones que podrían estardisponibles de aquí a miles de millonesde años. Los físicos no pueden decirnosqué planes específicos podría adoptaruna civilización avanzada, pero sí laserie de parámetros que hay para unafuga así.

Para un ingeniero, el principalproblema a la hora de dejar el universo

es si hay suficientes recursos paraconstruir una máquina capaz de realizaruna hazaña tan difícil. Para un físico, elproblema principal es diferente: si, paraempezar, las leyes de la física permitenla existencia de estas máquinas. Losfísicos quieren una «prueba deprincipio»: queremos demostrar que, situviésemos una tecnología lo bastanteavanzada, sería posible una huida haciaotro universo según las leyes de lafísica. Si tenemos suficientes recursos ono es un detalle menor, práctico, quetiene que dejarse para las civilizacionesde miles de millones de años en elfuturo que se enfrenten a la grancongelación.

Según el astrónomo real Sir Martin

Rees: «Los agujeros de gusano,dimensiones extra y ordenadorescuánticos abren perspectivasespeculativas que pueden transformarnuestro universo entero en un "cosmosvivo"»[1].

Civilizaciones de tipo I, II y III

Para entender la tecnología de lascivilizaciones que se encuentran milesde millones de años por delante de lanuestra, los físicos a veces las clasificansegún su consumo de energía y las leyesde la termodinámica. Cuando exploranel firmamento en busca de vidainteligente, los físicos no buscanpequeños hombrecitos verdes, sino

civilizaciones con producción deenergía de tipo I, II y III. Lacategorización fue introducida por elfísico ruso Nikolai Kardashev en losaños sesenta para clasificar las señalesde radio de las civilizaciones posiblesen el espacio exterior. Cada tipo decivilización emite una formacaracterística de radiación que puedeser medida y catalogada. (Incluso unacivilización avanzada que intenta ocultarsu presencia puede ser detectada pornuestros instrumentos. Según la segundaley de la termodinámica, cualquiercivilización avanzada creará entropía enforma de calor residual queinevitablemente se dispersará en elespacio exterior. Aunque intenten

enmascarar su presencia, es imposibleocultar el débil resplandor creado porsu entropía.)

Una civilización de tipo I es la queha aprovechado formas planetarias deenergía. Su consumo de energía puedeser medido con precisión: pordefinición, es capaz de utilizar toda lacantidad de energía solar que llega a suplaneta, es decir, 1016vatios. Con estaenergía planetaria, podría controlar omodificar el clima, cambiar el curso delos huracanes o construir ciudades en elocéano. Estas civilizaciones dominanrealmente su planeta y han creado unacivilización planetaria.

Una civilización de tipo II haagotado la energía de su planeta y ha

aprovechado la energía de una estrellaentera, es decir, 1026vatiosaproximadamente. Es capaz de consumirtoda la producción de energía de suestrella y concebiblemente podríacontrolar los destellos solares einflamar otras estrellas.

Una civilización de tipo III haagotado la energía de un solo sistemasolar y ha colonizado grandes porcionesde su propia galaxia. Esta civilizaciónpuede utilizar la energía de 10.000millones de estrellas, es decir,1036vatios aproximadamente.

Cada tipo de civilización difieredel siguiente tipo más bajo por un factorde 10.000 millones. Así, unacivilización de tipo III, aprovechando la

energía de miles de millones de sistemasestelares, puede utilizar 10.000 millonesde veces la producción de energía deuna civilización de tipo II, que a su vezaprovecha 10.000 millones de veces laproducción de una de tipo I. Aunque elvacío que separa estas civilizacionespueda ser astronómico, es posibleestimar el tiempo que podría tardarse enconseguir una civilización de tipo III.Partamos de la base de que unacivilización crece a una tasa modestadel 2 al 3% en su producción anual deenergía. (Es una presunción plausible,ya que el crecimiento económico, quepuede calcularse razonablemente, estádirectamente relacionado con elconsumo de energía. Cuanto mayor es la

actividad económica, mayor es lademanda de energía. Como elcrecimiento del producto interior bruto,o PIB, de muchas naciones es del 1 al 2% al año, podemos esperar que suconsumo de energía crezca más o menosal mismo ritmo.)

A este modesto ritmo, podemosestimar que nuestra civilización actualse encuentra aproximadamente a unadistancia de entre 100 a 200 años dealcanzar el estatus de tipo I. Nos costaráaproximadamente de 1.000 a 5.000 añosalcanzar el estatus de tipo II, y quizá de100.000 a un millón alcanzar el de tipoIII. A esta escala, nuestra civilizaciónhoy en día puede ser clasificada comocivilización de tipo 0, porque obtenemos

nuestra energía de plantas muertas(petróleo y carbón). Incluso el controlde un huracán, que puede liberar laenergía de un centenar de armasnucleares, supera nuestra tecnología.

Para describir la civilización denuestros días, el astrónomo Carl Saganabogó por crear mejores gradacionesentre los tipos de civilización. Lascivilizaciones de tipo I, II Y III, comohemos visto, generan una producción deenergía total de aproximadamente 1016,1026y 1036vatios, respectivamente.Sagan introdujo una civilización de tipoI.1, por ejemplo, que genera 1017vatiosde energía, un tipo de civilización I.2que genera 1018vatios de energía,etcétera. Dividiendo cada tipo I en diez

subtipos más pequeños, podemosclasificar a nuestra propia civilización.A esta escala, nuestra civilizaciónpresente es como un tipo de civilización0,7, a poca distancia de ser realmenteplanetaria. (Un tipo de civilización 0,7todavía es mil veces más pequeña que lade tipo I, en términos de producción deenergía.)

Aunque nuestra civilización estodavía bastante primitiva, yaempezamos a ver señales de unatransición. Cuando observo los titulares,veo continuamente recordatorios de estaevolución histórica. En realidad, mesiento privilegiado de ser testigo deello:

-Internet es un sistema telefónico

emergente de tipo I. Tiene la capacidadde convertirse en la base de una red decomunicación planetaria universal.

-La economía de la sociedad detipo I será dominada no por naciones,sino por grandes bloques comercialesparecidos a la Unión Europea, que seformó a su vez por competencia con laNAFTA (los países de Norteamérica).

-La lengua de nuestra sociedad detipo I será probablemente el inglés, queya es la segunda lengua dominante en laTierra. En muchos países del tercermundo, las clases superiores yuniversitarias tienden a hablar hoy endía tanto en inglés como en la lengualocal. Toda la población de unacivilización de tipo I puede ser bilingüe

de este modo, con una lengua local y unaplanetaria al mismo tiempo[2].

-Las naciones, aunque es probableque existan de algún modo durantesiglos, irán perdiendo importancia amedida que caigan las barrerascomerciales y el mundo se vuelva másinterdependiente económicamente. (Lasnaciones modernas, en parte, fueronforjadas por capitalistas y por los quequerían una moneda uniforme, fronteras,impuestos y leyes con las que hacernegocios. A medida que los negocios sehacen más internacionales, las fronterasnacionales deberían ser menosrelevantes.) Ninguna nación es lobastante poderosa para detener lamarcha hacia una civilización de tipo I.

-Probablemente siempre habráguerras, pero su naturaleza cambiará conla emergencia de una clase mediaplanetaria más interesada en el turismo yen la acumulación de reservas yrecursos que en dominar a otros pueblosy controlar mercados o regionesgeográficas.

-La contaminación se abordarácada vez más a escala planetaria. Losgases de invernadero, la lluvia ácida, laquema de selvas tropicales y todo estetipo de agresiones no respetan lasfronteras nacionales y habrá presión delas naciones vecinas contra losinfractores para que reparen el dañocausado. Los problemas ambientalesglobales ayudarán a acelerar las

soluciones globales.-A medida que los recursos (como

la pesca, las cosechas de grano y elagua) se agoten debido al supercultivo yal exceso de consumo, aumentará lapresión para gestionar nuestros recursosa escala global, ya que en otro caso nosenfrentaremos al hambre y al colapso.

-La información será casi libre, loque animará a la sociedad a ser muchomás democrática y permitirá a la genteprivada del derecho de voto adquiriruna nueva voz y ejercer presión sobrelas dictaduras.

Estas fuerzas superan el control detodo individuo o nación. Internet nopuede prohibirse. En realidad, quiendiera un paso así provocaría más

hilaridad que horror, porque Internet esel camino de la prosperidad económicay de la ciencia, así como de la cultura yel entretenimiento.

Pero la transición del tipo 0 al tipoI es también la más peligrosa, porquetodavía demostramos la ferocidad quetipificó nuestro ascenso desde la selva.En cierto sentido, el avance de nuestracivilización es una carrera contra eltiempo. Por un lado, la marcha hacia unacivilización planetaria de tipo I puedeprometernos una era de paz yprosperidad sin parangón. Por otro, lasfuerzas de la entropía (el efectoinvernadero, la contaminación, la guerranuclear, el fundamentalismo, laenfermedad) todavía pueden destruirnos.

Sir Martin Rees considera que estasamenazas, así como las debidas alterrorismo, los gérmenes patógenosproducto de la biotecnología y otraspesadillas tecnológicas, son algunos delos grandes desafíos a los que seenfrenta la humanidad. Es revelador quenos conceda sólo una posibilidad delcincuenta por ciento de superar conéxito este desafío.

Ésta puede ser una de las razonespor las que no vemos civilizacionesextraterrestres en el espacio. Sirealmente existen, quizá sean tanavanzadas que ven poco interés ennuestra sociedad primitiva del tipo 0,7.También podría ser que fuerandevoradas por la guerra o aniquiladas

por su propia contaminación cuandoaspiraban a alcanzar el estatus de tipo I.(En este sentido, la generación que viveahora puede ser una de las másimportantes que haya habido jamássobre la superficie de la Tierra; esposible que pueda llegar a decidir sihacemos sin peligro la transición a untipo I de civilización.)

Pero, como dijo FriedrichNietzsche en una ocasión, lo que no nosmata nos hace más fuertes. Nuestradolorosa transición del tipo 0 al tipo Iseguramente será una prueba de fuego,con determinado número de angustiosassalvaciones por los pelos. Si podemosemerger con éxito de este desafío,seremos más fuertes, de la misma

manera que dar martillazos al acerocalentado al rojo vivo sirve paratemplarlo.

Civilización de tipo I

Cuando una civilización alcanza elestatus de tipo I, es poco probable quellegue inmediatamente a las estrellas; esmás probable que permanezca en suplaneta durante siglos, el tiemposuficiente para resolver las pasionesnacionalistas, fundamentalistas, racialesy sectarias que queden de su pasado.Los escritores de ciencia ficción sueleninfravalorar la dificultad del viaje alespacio y su colonización. Hoy en día,situar cualquier cosa en órbita cerca dela Tierra cuesta de 25.000 a 100.000

dólares el kilo. (Si nos imaginamos alastronauta John Glenn de oro macizo,empezaremos a apreciar el coste ingentedel viaje espacial.) Cada misión de unalanzadera espacial cuesta hasta 800millones de dólares (si tomamos el costetotal de un programa espacial y lodividimos por el número de misiones).Es probable que el coste del viajeespacial descienda, pero sólo por unfactor de la, en las próximas décadas,con la llegada de vehículos delanzamiento reutilizables (RLV) quepuedan volverse a usar inmediatamentedespués de terminar una misión. Durantela mayor parte del siglo XXI, el viajeespacial seguirá siendo una propuestaprohibitivamente cara, excepto para los

individuos y naciones más ricos.(Hay una posible excepción: el

desarrollo de «ascensores espaciales».Los recientes avances en nanotecnologíaposibilitan la producción de hebrasformadas por nanotubos de carbonosuperfuertes y superligeros. Enprincipio, es posible que estas hebras deátomos de carbón puedan resultar lobastante fuertes para conectar la Tierracon un satélite geosincrónico que orbitea más de 30.000 kilómetros por encimade la Tierra. Como en el cuento de Jacky las habichuelas mágicas, uno podríasubir por este nanotubo de carbono parallegar al espacio exterior por unafracción del coste habitual.Históricamente, los científicos del

espacio desecharon los ascensoresespaciales porque la tensión sobre lacuerda sería suficiente para rompercualquier fibra conocida. Sin embargo,la tecnología del nanotubo de carbonopodría representar un cambio. La NASAestá financiando estudios preliminaressobre esta tecnología y la situación seráatentamente analizada a lo largo de losaños. Si resultase posible una tecnologíaasí, un ascensor espacial podría ser lamejor manera de ponernos en órbitaalrededor de la Tierra, aunque no deotros planetas.)

El sueño de las colonias espacialesdebe ser atenuado por el hecho de que elcoste de las misiones tripuladas a laLuna y los planetas es un múltiplo del

coste de las misiones cerca de la Tierra.A diferencia de los viajes marítimos deColón y los primeros exploradoresespañoles, en que el coste de un barcoera una pequeña fracción del productointerior bruto de España y lasrecompensas económicas potencialeseran inmensas, el establecimiento decolonias en la Luna y Marte llevaría a labancarrota a la mayoría de las nacionesy, además, los beneficios económicosdirectos serían nulos. Una simple misióntripulada a Marte costaría entre 100.000y 500.000 millones de dólares, conpocos o nulos resultados económicos acambio.

Del mismo modo, también hay queconsiderar el peligro para los pasajeros

humanos. Después de medio siglo deexperiencia con cohetes de combustiblelíquido, las posibilidades de un fracasocatastrófico de las misiones de cohetesson de una entre setenta. (En realidad,las dos trágicas pérdidas de lanzaderasespaciales entran en esta ratio.)Olvidamos a menudo que el viaje por elespacio es diferente del turismo. Contanto combustible volátil y tantasamenazas hostiles a la vida humana, elviaje en el espacio seguirá siendo unapropuesta arriesgada en las décadaspróximas.

Sin embargo, a escala de variossiglos, la situación irá cambiandogradualmente. A medida que el coste delviaje espacial vaya descendiendo

lentamente, pueden irse estableciendoalgunas colonias espaciales en Marte.En esta escala de tiempo, algunoscientíficos incluso han propuestoingeniosos mecanismos para«terraformar» Marte, como desviar uncometa y dejar que se vaporice en suatmósfera, añadiendo de este modovapor de agua a la atmósfera. Otros hanabogado por inyectar gas metano en suatmósfera para generar un efectoinvernadero artificial sobre el planetarojo, elevando las temperaturas yfundiendo lentamente el permafrost dedebajo de la superficie de Marte parallenar de este modo sus lagos y ríos porprimera vez en miles de millones deaños. Algunos han propuesto medidas

más extremas y peligrosas, comodetonar una cabeza nuclear debajo delos casquetes polares para fundir elhielo (lo que podría plantear unproblema de salud para loscolonizadores del espacio en el futuro).Pero estas sugerencias todavía sonaltamente especulativas.

Es más probable que unacivilización de tipo I considere que lascolonias espaciales son una prioridadremota en los próximos siglos. Pero,para las misiones interplanetarias delarga distancia, en las que el tiempo nourge tanto, el desarrollo de una máquinasolar / iónica puede ofrecer una nuevaforma de propulsión entre las estrellas.Estas máquinas de movimiento lento

generarían poco empuje, pero podríanmantenerlo durante años. Estas máquinasconcentran energía solar, calientan ungas como el cesio y después arrojan elgas por el tubo de escape, generando unsuave impulso que puede mantenersecasi indefinidamente. Los vehículosdotados con estos motores podrían serideales para crear un «sistema deautopista interestatal» interplanetarioque conectara a los planetas.

Finalmente, las civilizaciones detipo I podrían enviar unas cuantassondas experimentales a las estrellascercanas. Como la velocidad de loscohetes químicos está limitada en últimainstancia por la velocidad máxima delos gases en el tubo de escape del

cohete, los físicos tendrán que encontrarformas de propulsión más exóticas siesperan alcanzar distancias de cientosde años luz. Un posible diseño seríacrear un estatorreactor de fusión, uncohete que recoja hidrógeno del espaciointerestelar y lo fusione, liberandocantidades ilimitadas de energía en elproceso. Sin embargo, la fusión deprotón-protón es bastante difícil dealcanzar incluso en la Tierra, ya nodigamos en el espacio exterior en unanave espacial. En el mejor de los casos,falta un siglo más para disponer de estatecnología.

Civilización de tipo II

Una civilización de tipo II capaz de

aprovechar la energía de toda unaestrella podría parecerse a una versiónde la Federación de Planetas de la serieStar Trek, sin el motor de curvatura. Hancolonizado una pequeña fracción de lagalaxia de la Vía Láctea y puedeninflamar estrellas, así que estáncalificadas para un estatus emergente detipo II.

Para utilizar plenamente laproducción del Sol, el físico FreemanDyson ha especulado con la idea de queuna civilización de tipo II podríaconstruir una esfera gigantescaalrededor del Sol para absorber susrayos. Esta civilización, por ejemplo,podría ser capaz de deconstruir unplaneta de las dimensiones de Júpiter y

distribuir su masa en forma de unaesfera alrededor del Sol. Debido a lasegunda ley de la termodinámica, laesfera acabará calentándose, emitiendouna radiación infrarroja característicaque podría verse desde el espacioexterior. Jun Jugaku, del Instituto deInvestigación de Japón, y sus colegashan inspeccionado el firmamento hastauna distancia de 80 años luz paraintentar localizar otras civilizaciones, yno han encontrado pruebas de estasemisiones de infrarrojos (recordemos,sin embargo, que nuestra galaxia tiene100.000 años luz de diámetro)[3].

Una civilización de tipo II podríacolonizar algunos de los planetas de susistema solar e incluso embarcarse en un

programa para desarrollar el viajeinterestelar. Debido a los ampliosrecursos disponibles para unacivilización de tipo II, podrían haberdesarrollado potencialmente formasexóticas de propulsión, como un motormateria/antimateria para sus navesespaciales, haciendo posible viajarcerca de la velocidad de la luz. Enprincipio, esta forma de energía tiene un100% de eficiencia. Esexperimentalmente posible peroprohibitivamente cara según losestándares del tipo I (se necesita uncolisionador de átomos para generarhaces de antiprotones que puedan usarsepara crear antiátomos).

Sólo podemos especular sobre

cómo podría funcionar una sociedad detipo II. Sin embargo, contará conmilenios para aclarar disputas sobrepropiedad, recursos y poder. Unacivilización de tipo II podría serpotencialmente inmortal. Es probableque nada conocido por la ciencia puedadestruir esta civilización, excepto,quizá, la locura de sus propioshabitantes. Los cometas y meteorospueden ser desviados, las edades dehielo pueden ser eludidas cambiando laspautas climáticas, incluso la amenazaplanteada por la explosión de unasupernova cercana podría ser evitadasimplemente abandonando el planetapropio y transportando la civilizaciónlejos del peligro, o incluso

potencialmente tratando de alterar elmotor termonuclear de la estrellamoribunda en sí.

Civilización de tipo III

Cuando una sociedad alcanza elnivel de una civilización de tipo III,puede empezar a contemplar lasfantásticas energías en las que elespacio y el tiempo se vuelveninestables. Recordemos que la energíade Planck es la energía en la quedominan los efectos cuánticos y elespacio-tiempo se vuelve «espumoso»,con pequeñas burbujas y agujeros degusano. La energía de Planck está hoymás allá de nuestro alcance, pero sóloporque juzgamos la energía desde el

punto de vista de una civilización detipo 0,7. Cuando una civilizaciónalcance el estatus de tipo III, tendráacceso (por definición) a energías10.000 millones de veces 10.000millones (o 1020) mayores que las queencontramos en la Tierra actualmente.

El astrónomo Ian Crawford, delUniversity College de Londres, escribesobre las civilizaciones de tipo III:«Partiendo de la base de unespaciamiento colonial característico de10 años luz, una velocidad de la navedel 10% de la de la luz, y un periodo de400 años entre la fundación de unacolonia y el envío por esta colonia decolonias propias, la vanguardiacolonizadora se expandirá a una

velocidad media de 0,02 años luz poraño. Como la galaxia tiene 100.000 añosluz de diámetro, no tardará más de 5millones de años en colonizarlacompletamente. Aunque es un periodode tiempo largo en términos humanos, essólo el 0,05% de la edad de lagalaxia»[4]. Los científicos han realizadoserios intentos de detectar emisiones deradio de una civilización de tipo IIIdentro de nuestra propia galaxia. Elradiotelescopio gigante de Arecibo, enPuerto Rico, ha explorado gran parte dela galaxia en busca de emisiones deradio de 1,42 gigahertzios, cerca de lalínea de emisión del hidrógeno. No haencontrado pruebas de emisiones deradio en esta franja de ninguna

civilización que emitiese entre 1018y1030vatios de energía (es decir, del tipoI.1 al tipo II.4). Sin embargo, esto noexcluye que haya civilizaciones que nossuperen en tecnología, del tipo 0,8 altipo I.1, o muy superiores a la nuestra,como las de tipo II.5 y más.[5]

Tampoco excluye otras formas decomunicación. Una civilizaciónavanzada, por ejemplo, podría enviarseñales por láser y no por radio y, siutiliza radio, podría hacerlo usandofrecuencias distintas de 1,42gigahertzios. Por ejemplo, podríadividir su señal utilizando diversasfrecuencias y después sintetizarla en elreceptor final. De este modo, unaestrella cercana o una tormenta cósmica

no interferirían en la totalidad delmensaje. Cualquiera que escuchase estaseñal codificada podría oír sóloincoherencias. (Nuestros propioscorreos electrónicos se rompen endiversos fragmentos, cada uno de loscuales se envía a través de una ciudaddiferente para sintetizarse finalmente ennuestro ordenador. De manera similar,las civilizaciones avanzadas puedendecidir usar métodos sofisticados paradividir una señal y sintetizarla en el otroextremo.)

Si existiese una civilización de tipoIII en el universo, una de suspreocupaciones más acuciantes seríaestablecer un sistema de comunicaciónpara conectar la galaxia. Esto, desde

luego, depende de si puede dominar dealgún modo una tecnología más rápidaque la luz, como por ejemplo mediantelos agujeros de gusano. Si presumimosque no puede, su crecimiento se veráconsiderablemente limitado. El físicoFreeman Dyson, basándose en el trabajode Jean-Marc Lévy-Leblond, especulaque una sociedad así podría vivir en ununiverso «Carroll». En el pasado,escribe Dyson, la sociedad humanaestaba formada por pequeñas tribus enlas que el espacio era absoluto pero eltiempo relativo. Esto significaba que lacomunicación entre tribus dispersaslejanas era imposible y sólo podíamosaventurarnos a corta distancia de nuestrolugar de nacimiento en el ciclo de una

vida humana. Cada tribu estaba separadapor la inmensidad del espacio absoluto.Con la llegada de la RevoluciónIndustrial, entramos en el universonewtoniano, en el que el espacio y eltiempo se hicieron absolutos, ycontábamos con naves y ruedas quevinculaban las tribus dispersasennaciones. En el siglo XX entramos en eluniverso de Einstein, en el que elespacio y el tiempo eran ambosrelativos, y desarrollamos el telégrafo,el teléfono, la radio y la televisión, conel resultado de la comunicacióninstantánea. Una civilización de tipo IIIpuede regresar a un universo Carroll,con colonias espaciales separadas porinmensas distancias interestelares,

incapaces de comunicarse por culpa dela barrera de la luz. Para impedir lafragmentación de un universo Carrollcomo éste, una civilización de tipo IIIpodría tener que desarrollar agujeros degusano que permitieran unacomunicación más rápida que la luz anivel subatómico.[6]

Civilización de tipo IV

En una ocasión, estaba ofreciendo

una charla en el Planetarium de Londresy se me acercó un chico de diez añospara decirme, convencido, que tenía quehaber una civilización de tipo IV.Cuando le recordé que sólo hayplanetas, estrellas y galaxias, y que éstas

eran las únicas plataformas quepermitían la germinación de vidainteligente, me dijo que una civilizaciónde tipo IV podría utilizar el poder delcontinuum.[7]

Reconocí que tenía razón. Si podíaexistir una civilización de tipo IV, sufuente de energía podría ser extragaláctica, como la energía oscura quehay a nuestro alrededor, y que constituyeel 73% del contenido de materia /energía del universo. Aunquepotencialmente es un enorme depósitode energía (el mayor del universo condiferencia), este campo de antigravedadse extiende a través de los inmensostramos vacíos del universo y, por tanto,es extremadamente débil en cualquier

punto del espacio.Nikola Tesla, el genio de la

electricidad y rival de Thomas Edison,escribió extensamente sobre la cosechade energía del vacío. El creía que elvacío ocultaba depósitos incalculablesde energía y que, si de algún modopodíamos sacar provecho de esta fuente,sería una revolución para la sociedadhumana. Sin embargo, extraer estaenergía fabulosa sería extremadamentedifícil. Imaginemos que buscamos oro enlos océanos. Probablemente hay más orodisperso en el mar que todo el oro deFort Knox y de las demás haciendaspúblicas del mundo. Sin embargo, elgasto de extraer el oro de un área tangrande es prohibitivo. Por tanto, el oro

que yace en los mares nunca se hacosechado.

Del mismo modo, la energía ocultadentro de la energía oscura supera todoel contenido de energía de las estrellas ylas galaxias. No obstante, está extendidasobre miles de millones de años luz ysería difícil concentrarla. Pero, segúnlas leyes de la física, todavía esconcebible que una civilización de tipoIII, tras haber agotado la energía de lasestrellas en la galaxia, pueda intentaraprovechar de algún modo esta energíapara hacer la transición al tipo IV.

Clasificación de la información

Podemos refinar la clasificación delas civilizaciones basándonos en las

nuevas tecnologías. Kardashev escribióla clasificación original en la década de1960, antes de la explosión de laminiaturización informática, los avancesen nanotecnología y la conciencia de losproblemas de degradación ambiental. Ala luz de estos avances, una civilizaciónavanzada podría progresar de maneraligeramente distinta, aprovechándoseplenamente de la revolución de lainformación de la que somos testigosactualmente.

Como una civilización avanzada sedesarrolla exponencialmente, la copiosaproducción de calor residual podríaelevar peligrosamente la temperatura dela atmósfera del planeta y plantearproblemas climáticos. Las colonias de

bacterias crecen exponencialmente enplacas de Petri hasta que agotan elsuministro de alimento y literalmente seahogan en sus propios residuos. Demanera similar, como el viaje en elespacio seguirá siendo prohibitivamentecaro durante siglos, y «terraformar»planetas cercanos, si es posible, será undesafío económico y científico degrandes magnitudes, una civilización enevolución de tipo I podría sofocarsepotencialmente en su propio calorresidual, o podría miniaturizar y hacermás eficiente su producción deinformación.

Para ver la efectividad de estaminiaturización, consideremos elcerebro humano, que contiene unos

100.000 millones de neuronas (tantascomo galaxias hay en el universovisible) y, sin embargo, prácticamenteno genera calor. De modo parecido, siun ingeniero informático hoy diseñara unordenador electrónico capaz de calculartrillones de bytes por segundo, comopuede hacerlo el cerebro aparentementesin esfuerzo, probablemente talordenador tendría las dimensiones devarias manzanas de casas y senecesitaría un pantano para refrigerarlo.Sin embargo, nuestros cerebros puedencontemplar los pensamientos mássublimes sin acumular ningún sudor.

El cerebro logra esto debido a suarquitectura molecular y celular. Enprimer lugar, no es un ordenador en

absoluto (en el sentido de ser unamáquina de Turing estándar, conentradas y salidas y procesador central).El cerebro no tiene sistema operativo,no tiene Windows, ni CPU, ni el chipPentium que solemos asociar con losordenadores. En cambio, es una redneuronal de alta eficiencia, una máquinade aprender, en la que las pautas dememoria y de pensamiento sedistribuyen por todo el cerebro en lugarde concentrarse en una unidad central deproceso de datos. El cerebro ni siquieracalcula muy rápido, porque los mensajeseléctricos enviados por las neuronas sonde naturaleza química. Pero compensacon creces su lentitud porque puedeejecutar procesamientos paralelos y

puede aprender nuevas tareas avelocidades astronómicas.

Para mejorar la eficiencia de losordenadores electrónicos los científicosestán intentando utilizar nuevas ideas,muchas de ellas sacadas de lanaturaleza, con el objetivo de diseñar lapróxima generación de ordenadoresminiaturizados. Los científicos dePrinceton ya han sido capaces deconstruir un ordenador con moléculas deADN (tratando el ADN como una piezade ordenador basada no en o y 1binarios, sino en los cuatro ácidosnucleicos A, T, C y G); su ordenador deADN resolvió el problema del viajante(es decir, calcular la trayectoria máscorta para pasar por N ciudades). De

manera similar, se han creadotransistores moleculares en ellaboratorio, e incluso se han construidolos primeros ordenadores cuánticosprimitivos (que pueden utilizar átomosindividuales).

Dados los avances de lananotecnología, es concebible que unacivilización avanzada encuentre manerasmucho más eficientes de desarrollarseen lugar de crear copiosas cantidades decalor residual que amenace suexistencia.

Tipos A a Z

Sagan introdujo aún otra manera decategorizar las civilizaciones avanzadassegún su contenido de información, lo

que sería esencial para cualquiercivilización que pensase en abandonarel universo. Una civilización de tipo A,por ejemplo, es la que procesa 106bitsde información. Esto correspondería auna civilización primitiva sin unlenguaje escrito pero con lenguajehablado. Para entender cuántainformación contiene una civilización detipo A, Sagan utilizó el ejemplo deljuego de las veinte preguntas, en el quese tiene que identificar un objetomisterioso formulando no más de veintepreguntas que pueden responderse conun sí o un no. Una estrategia Consiste enhacer preguntas que dividan el mundo endos grandes conceptos, como: «¿Estávivo?». Después de hacer estas veinte

preguntas, habremos dividido el mundoen 220elementos, o 106unidades, que esel contenido de información total de unacivilización de tipo A.

En cuanto se descubre la escritura,el contenido de información total seexpande rápidamente. El físico PhillipMorison, del MIT, estima que laherencia escrita total que sobrevivió dela antigua Grecia es de unos 109bits, esdecir, una civilización de tipo C segúnla clasificación de Sagan.

Sagan calculó el contenido deinformación de nuestros días. Estimandoel número de libros que contenían todaslas bibliotecas del mundo (medido endecenas de millones) y el número depáginas de cada libro, sumó unos

10¹³bits de información. Si incluimosfotografías, la suma podría ascender a1015bits, lo que nos colocaría en unacivilización de tipo H. Dada nuestrabaja energía y producción deinformación, podríamos ser clasificadoscomo una civilización de tipo 0,7 H.

Estimó que nuestro primer contactocon una civilización extraterrestreimplicaría como mínimo unacivilización de tipo 1,5 J o 1,8 K,porque ya dominaría la dinámica delviaje interestelar. Como mínimo, unacivilización así sería varios siglos omilenios más avanzada que la nuestra.De manera similar, una civilizacióngaláctica de tipo III podría tipificarsepor el contenido de información de cada

planeta multiplicado por el número deplanetas en la galaxia capaces desostener vida. Sagan estimó que estetipo de civilización III sería de tipo Q.Una civilización avanzada que puedaaprovechar el contenido de informaciónde mil millones de galaxias, querepresenta una gran porción del universovisible, correspondería, según suscálculos, al tipo Z.

No se trata de un ejercicioacadémico trivial. Cualquiercivilización dispuesta a abandonar eluniverso tendrá que calcularnecesariamente las condiciones del otrolado. Las ecuaciones de Einstein sonnotablemente difíciles porque, paracalcular la curvatura del espacio en

cualquier punto, hay que conocer laubicación de todos los objetos en eluniverso, cada uno de los cualescontribuye a la curvatura del espacio.También hay que conocer lascorrecciones cuánticas al agujero negro,que en el presente son imposibles decalcular. Como esto esextraordinariamente difícil para nuestrosordenadores, hoy en día los físicossuelen aproximarse a un agujero negroestudiando un universo dominado poruna sola estrella colapsada. Para llegara una comprensión más realista de ladinámica dentro del horizonte desucesos de un agujero negro o cerca dela boca de un agujero de gusano,tenemos que saber necesariamente la

localización y el contenido de energíade todas las estrellas cercanas y calcularlas fluctuaciones cuánticas. Tambiénesto es prohibitivamente difícil. Esbastante difícil resolver las ecuacionespara una sola estrella en un universovacío, ya no digamos para los miles demillones de galaxias que flotan en ununiverso inflado.

Éste es el motivo por el quecualquier civilización que intente hacerel viaje a través de un agujero de gusanodebería disponer de un poderinformático muy superior al disponiblepara un tipo de civilización 0,7 H comola nuestra. Quizá la mínima civilizacióncon la energía y el contenido deinformación necesarios para considerar

seriamente dar el salto sería una de tipoIII Q.

También es concebible que lainteligencia pueda extenderse más alláde los confines de la clasificación deKardashev. Como dice Sir Martin Rees:«Es bastante concebible que, aunque lavida exista sólo aquí en la Tierra, acabeextendiéndose por la galaxia y más allá.Así, la vida podría no ser para siempreuna señal anómala e insignificante en eluniverso, aunque ahora lo sea. Enrealidad, me parece una visión bastanteatractiva y creo que sería saludable quellegara a ser ampliamentecompartida»[8]. Pero nos advierte: «Sinos apagáramos, estaríamos destruyendopotencialidades cósmicas genuinas. Así,

aunque uno crea que la vida es única enla Tierra y ahora, esto no significa quela vida vaya a ser siempre una piezatrivial del universo»[9].

¿Cómo contemplaría unacivilización avanzada dejar nuestrouniverso moribundo? Tendría quesuperar una serie de grandes obstáculos.

Primer paso: crear y comprobaruna teoría del todo

El primer obstáculo que deberíavencer una civilización que confíe enabandonar el universo sería completaruna teoría del todo. Sea o no la teoría decuerdas, debemos tener una forma decalcular de manera fiable las

correcciones cuánticas a las ecuacionesde Einstein, porque, en otro caso,ninguna de nuestras teorías es útil.Afortunadamente, como la teoría M estáavanzando rápidamente, y algunas de lasmejores mentes del planeta trabajan enesta cuestión, es probable que sepamossi se trata realmente de la teoría del todoo es una teoría de la nada con relativarapidez, en el plazo de unas décadas oposiblemente menos.

Una vez se haya encontrado unateoría del todo o una teoría de lagravedad cuántica, tendremos queverificar las consecuencias de estateoría utilizando una tecnologíaavanzada. Hay varias posibilidades,como la construcción de grandes

colisionadores de átomos para crearsuperpartículas, o incluso inmensosdetectores de ondas de gravedad conbase en el espacio o en diferentes lunasen todo el sistema solar. (Las lunas sonbastante estables durante largosperiodos de tiempo, libres de erosión yde perturbaciones atmosféricas, demodo que un sistema planetario dedetectores de ondas de gravedad deberíapoder demostrar los detalles del bigbang, resolviendo todas las preguntasque podamos tener acerca de lagravedad cuántica y creando un nuevouniverso.)

Una vez encontrada una teoría de lagravedad cuántica, y después de que loscolisionadores de átomos y los

detectores de ondas de gravedad hayanconfirmado que es correcta,empezaremos a responder algunaspreguntas esenciales relativas a lasecuaciones de Einstein y los agujeros degusano:

1. ¿Son estables los agujeros degusano?

Cuando pasamos por un agujero

negro de Kerr en rotación, el problemaes que nuestra presencia perturba elagujero negro; puede colapsar antes deque hayamos atravesado totalmente elpuente de Einstein-Rosen. Este cálculo

de estabilidad tiene que volverse ahacer a la luz de las correccionescuánticas, que lo pueden cambiartotalmente.

2. ¿Hay divergencias?

Si pasamos por un agujero de

gusano que puede atravesarse y queconecta dos eras temporales, laacumulación de radiación que rodea laentrada del agujero de gusano puedevolverse infinita, lo que seríadesastroso. (Esto se debe a que laradiación puede pasar a través delagujero de gusano, volver atrás en el

tiempo y después de muchos años volvera entrar por segunda vez en el agujero degusano. Este proceso puede repetirse unnúmero infinito de veces, llevando a unaacumulación infinita de radiación. Sinembargo, este problema puederesolverse si la teoría de los muchosmundos se sostiene, de modo que eluniverso se divida cada vez que laradiación pasa a través del agujero degusano y no haya acumulación infinita deradiación. Necesitamos una teoría deltodo para resolver esta delicadacuestión.)

3. ¿Podemos encontrar grandescantidades de energía negativa?

Se sabe que existe la energía

negativa, un ingrediente clave que puedeabrir y estabilizar los agujeros degusano, pero sólo en pequeñascantidades. ¿Podemos encontrarcantidades suficientes para abrir yestabilizar un agujero de gusano?

Partiendo de la base de que puedenencontrarse las respuestas a estaspreguntas, una civilización avanzadapodría empezar a contemplar seriamentecómo dejar el universo o enfrentarse a laextinción segura. Existen variasalternativas.

Segundo paso: encontrar agujerosde gusano y agujeros blancos que segeneren de forma natural

Los agujeros de gusano, portales

dimensionales y cuerdas cósmicaspueden existir de forma natural en elespacio exterior. Es posible que, en elinstante del big bang, cuando se liberóuna inmensa cantidad de energía aluniverso, los agujeros de gusano y lascuerdas cósmicas se generasen de formanatural. La inflación del universoprimigenio podría haber expandidoestos agujeros de gusano a dimensionesmacroscópicas. Además, hay laposibilidad de que la materia exótica ola materia negativa existan naturalmenteen el espacio exterior. Esto sería de granayuda para cualquier esfuerzo quetuviera como objetivo abandonar un

universo moribundo. Sin embargo, nohay garantía de que estos objetos existanen la naturaleza. Nunca nadie los havisto, y es simplemente demasiadoarriesgado apostar el destino de toda lavida inteligente sobre esta presunción.

Además, existe la posibilidad deque explorando los cielos puedanencontrarse los «agujeros blancos». Unagujero blanco es una solución de lasecuaciones de Einstein en la que eltiempo es invertido, de modo que losobjetos son expulsados de un agujeroblanco del mismo modo que sonabsorbidos por un agujero negro. Puedeencontrarse un agujero blanco en el otroextremo del agujero negro, de maneraque la materia que entra en un agujero

negro finalmente sale por el agujeroblanco. Hasta ahora, ninguna de lasexploraciones astronómicas haencontrado pruebas de agujeros blancos,pero su existencia podría ser confirmadao descartada mediante la próximageneración de detectores con base en elespacio.

Tercer paso: enviar sondas a travésde un agujero negro

Hay ventajas evidentes en lautilización de estos agujeros negroscomo agujeros de gusano. Los agujerosnegros, como hemos llegado a descubrir,son bastante numerosos en el universo;si se pueden resolver los innúmerosproblemas técnicos, tendrán que ser

considerados seriamente por cualquiercivilización avanzada como trampilla deescape de nuestro universo. Además, alpasar a través de un agujero negro, nonos vemos afectados por la limitaciónde que no podemos ir atrás en el tiempoa una época anterior a la creación de lamáquina del tiempo. El agujero degusano en el centro del anillo de Kerrpuede conectar nuestro universo conotros bastante diferentes o con diferentespuntos del mismo universo. La únicamanera de saberlo sería experimentarcon sondas y utilizar un superordenadorpara calcular la distribución de masasen el universo y calcular lascorrecciones cuánticas de lasecuaciones de Einstein a través del

agujero de gusano.Actualmente, la mayoría de los

físicos creen que un viaje a través de unagujero negro sería fatal. Sin embargo,nuestra comprensión de la física delagujero negro está todavía en pañales yesta conjetura nunca se ha comprobado.Pongamos por caso que sea posible unviaje a través de un agujero negro,especialmente un agujero negro giratoriode Kerr. En este caso, toda civilizaciónavanzada pensaría seriamente enexplorar el interior de los agujerosnegros.

Dado que el viaje a través de unagujero negro sería sólo de ida, ydebido a los enormes peligros que seencuentran cerca de un agujero negro,

probablemente una civilizaciónavanzada intentaría localizar un agujeronegro estelar cercano y primero enviaríauna sonda a través de él. La sondapodría devolver información valiosahasta que cruzase el horizonte desucesos y perdiese todo contacto. (Esprobable que un viaje más allá delhorizonte de sucesos sea bastante letal,debido al intenso campo de radiaciónque lo rodea. Los rayos de luz quecaigan en el agujero negro tendrán undesplazamiento al azul y, de este modo,ganarán energía a medida que se dirigenal centro.) Cualquier sonda que pasasecerca del horizonte de sucesos deberíaprotegerse adecuadamente contra estadescarga intensa de radiación. Además,

esto puede desestabilizar el propioagujero negro de tal manera que elhorizonte de sucesos se convierta en unasingularidad, cerrando de este modo elagujero de gusano. La sondadeterminaría con exactitud cuántaradiación hay cerca del horizonte desucesos y si el agujero de gusano podríaseguir siendo estable a pesar de todoeste flujo de energía.

Los datos de la sonda antes deentrar en el horizonte de sucesostendrían que ser transmitidos por radio alas naves espaciales cercanas, pero aquíse presenta otro problema. Para unobservador situado en una de estasnaves espaciales, la sonda pareceríareducir la velocidad en el tiempo al

acercarse al horizonte de sucesos. Alentrar en el horizonte de sucesos, dehecho la sonda parecería congelada enel tiempo. Para evitar este problema, lassondas tendrían que radiar sus datos acierta distancia del horizonte desucesos, porque de otro modo inclusolas señales de radio se desplazaríantanto al rojo que los datos seríanirreconocibles.

Cuarto paso: construir un agujeronegro en movimiento lento

Una vez las sondas han establecidocon exactitud las características de losagujeros negros cerca del horizonte desucesos, el siguiente paso podría sercrear realmente un agujero negro en

movimiento lento con propósitosexperimentales. Una civilización de tiponI podría intentar reproducir losresultados sugeridos por el trabajo deEinstein: que los agujeros negros nuncapueden formarse a partir de remolinosde polvo y partículas. Einstein intentódemostrar que un conjunto de partículasgiratorias no alcanzaría el radio deSchwarzschild por sí mismo (y, comoresultado, los agujeros negros seríanimposibles).

Las masas giratorias, por símismas, no podrían contraerse en unagujero negro. Pero esto deja abierta laposibilidad de que uno pueda inyectarartificialmente nueva energía y materialentamente en el sistema de rotación,

obligando a las masas a entrargradualmente en el radio deSchwarzschild. De este modo, unacivilización podría manipular laformación de un agujero negro demanera controlada.

Por ejemplo, uno puede imaginaruna civilización de tipo III acaparandoestrellas de neutrones, que tienenaproximadamente las dimensiones deManhattan pero pesan más que nuestroSol, y formando un conjunto giratorio deestas estrellas muertas. La gravedadacabaría uniendo gradualmente a estasestrellas, pero nunca alcanzarían elradio de Schwarzschild, como demostróEinstein. En este punto, los científicosde esta civilización avanzada podrían

inyectar cuidadosamente nuevasestrellas de neutrones en la mezcla. Estopodría ser suficiente para desequilibrarla balanza y causar que esta masagiratoria de material de neutrones secolapsase dentro del radio deSchwarzschild. Como resultado, elconjunto de estrellas se colapsaría en unanillo rotatorio, el agujero negro deKerr. Controlando la velocidad y losradios de las distintas estrellas deneutrones, una civilización así podríahacer que el agujero negro de Kerr seabriese tan lentamente como desease.

Una civilización avanzada tambiénpodría intentar reunir pequeñas estrellasde neutrones en una sola masaestacionaria hasta alcanzar las

dimensiones de tres masas solares, quees aproximadamente el límite deChandrasekhar para las estrellas deneutrones. Más allá de este límite, laestrella implosionaría en un agujeronegro por su propia gravedad. (Unacivilización avanzada tendría que cuidarque la creación de un agujero negro noprovocase una explosión de supernova.La contracción en un agujero negrotendría que hacerse muy gradualmente ycon mucha precisión.)

Desde luego, cualquiera que pasepor un horizonte de sucesos sólo tienegarantizado un viaje de ida. Pero, parauna civilización avanzada que seenfrentase a la certidumbre de laextinción, un viaje sólo de ida podría

ser la única alternativa. Con todo, hay elproblema de la radiación al pasar por elhorizonte de sucesos. Los haces de luzque nos siguen a través del horizonte desucesos se vuelven más energéticos amedida que aumentan su frecuencia. Estoprovocaría probablemente una lluvia deradiación que sería mortal paracualquier astronauta que pasase a travésdel horizonte de sucesos. Unacivilización avanzada tendría quecalcular la cantidad precisa de estaradiación y construir una protecciónadecuada para evitar quedar frita.

Finalmente, hay el problema de laestabilidad: ¿será el agujero de gusanodel centro del anillo de Kerr lo bastanteestable para pasar completamente a

través de él? Las matemáticas de estacuestión no están del todo claras, ya quetendríamos que utilizar una teoríacuántica de la gravedad para hacer uncálculo adecuado. Puede resultar que elanillo de Kerr sea estable bajodeterminadas condiciones muyrestrictivas cuando la materia cae através del agujero de gusano. Estacuestión se resolvería cuidadosamenteutilizando las matemáticas de lagravedad cuántica y los experimentoscon el propio agujero negro.

En resumen, el paso a través de unagujero negro sería sin duda un viajemuy difícil y peligroso. En teoría, nopuede descartarse hasta que se lleve acabo una experimentación exhaustiva y

se hagan cálculos adecuados de todaslas correcciones cuánticas.

Quinto paso: crear un universobebé

Hasta ahora, hemos partido de labase de que podría ser posible pasar através de un agujero negro. Ahorapresumamos lo contrario, que losagujeros negros son demasiadoinestables y están llenos de radiaciónletal. En este caso podría intentarse uncamino todavía más difícil: crear ununiverso. El concepto de la creación porparte de una civilización avanzada deuna trampilla de escape a otro universoha intrigado a físicos como Alan Guth.Como la teoría inflacionaria depende tan

crucialmente de la creación del falsovacío, Guth se ha preguntado si unacivilización avanzada podría crearartificialmente un falso vacío y crear unnuevo universo en el laboratorio.

Al principio, la idea de crear ununiverso parece absurda. Al fin y alcabo, como señala Guth, para crearnuestro universo, necesitaríamos1089fotones, 1089electrones,1089positrones, 1089neutrinos,1089antineutrinos, 1089protones y1089neutrones. Aunque parece una tareade enormes proporciones, Guth nosrecuerda que, si bien el contenido demateria / energía de un universo esbastante grande, está equilibrado por laenergía negativa derivada de la

gravitación. La materia / energía netatotal puede ser tan pequeña como unaonza. Guth advierte: «¿Significa esto quelas leyes de la física nos permitenrealmente crear un nuevo universo avoluntad? Si intentáramos aplicar estareceta, lamentablemente nosencontraríamos de inmediato un enojosoproblema: como una esfera de falsovacío de 10-26 centímetros de diámetro tiene una

masa de una onza, ¡tiene la fenomenal densidad de

1080gramos por centímetro cúbico! [...] Si la masa detodo el universo observado fuera comprimida a ladensidad de falso vacío, ¡cabría en un volumen menor

que un átomo!»[10]. El falso vacío sería la pequeñaregión de espacio-tiempo donde surge una inestabilidady se produce una fisura en el espacio-tiempo. Puedenbastar unas cuantas onzas de materia dentro del falsovacío para crear un universo, pero esta pequeña

cantidad de materia tiene que ser comprimida a unadimensión astronómicamente pequeña.

Una civilización avanzada podríacrear artificialmente un universo bebé

de varias maneras. Podríanconcentrarse unas cuantas onzas de

materia a enormes densidades yenergías, o podría calentarse la

materia a una temperatura cercana ala de Planck.

Todavía puede haber otra manera

de crear un nuevo universo. Podríacalentarse una pequeña región delespacio hasta 1029grados y despuésenfriarla rápidamente. A estatemperatura, se cree que el espacio-tiempo se vuelve inestable; empezaríana formarse pequeños universos burbujay podría crearse un falso vacío. Estos

pequeños universos, que se forman todoel tiempo pero tienen corta vida, puedenconvertirse en universos reales a estatemperatura. Este fenómeno ya esfamiliar con los campos eléctricosordinarios. (Por ejemplo, si creamos uncampo eléctrico lo bastante grande, lospares virtuales electrón-antielectrón queconstantemente entran y salen del vacíopueden convertirse de pronto en reales,permitiendo que estas partículas entrenen la existencia. Así, la energíaconcentrada en un espacio vacío puedetransformar las partículas virtuales enreales. De manera similar, si aplicamosbastante energía en un solo punto, se hateorizado que los universos bebévirtuales pueden alcanzar la existencia

apareciendo de la nada.)Suponiendo que pueda conseguirse

una densidad o temperatura taninimaginables, la formación de ununiverso podría tener el siguienteaspecto. En nuestro universo, puedenusarse potentes haces de láser y hacesde partículas para comprimir y calentaruna pequeña cantidad de materia aenergías y temperaturas fantásticas.Nunca veremos el universo cuandoempieza a formarse, porque se expandeen el «otro lado» de la singularidad y noen nuestro propio universo. Esteuniverso bebé alternativo se inflaríapotencialmente en el hiperespacio através de su propia fuerza deantigravedad y «brotaría» de nuestro

universo. Así pues, nunca veremos quese está formando un nuevo universo enel otro lado de la singularidad. Pero unagujero de gusano, como un cordónumbilical, nos conectaría con eluniverso recién nacido.

De todos modos, hay ciertacantidad de riesgo en la creación de ununiverso en el horno. El cordónumbilical que conecta nuestro universocon el recién nacido a la larga seevaporaría y crearía una radiación deHawking equivalente a una explosiónnuclear de 500 kilotones,aproximadamente veinticinco veces laenergía de la bomba de Hiroshima. Portanto, habría un precio a pagar por crearun nuevo universo en el horno.

Nuestro último problema con elguión de crear un falso vacío es quesería fácil que el nuevo universocolapsara en un agujero negro, lo cual,recordemos, se supone que sería letal.La razón de esto es el teorema dePenrose, que establece que para unagran variedad de situaciones cualquierconcentración de masa suficientementegrande colapsará inevitablemente en unagujero negro. Como las ecuaciones deEinstein son simétricamente reversibles,es decir, pueden aplicarse hacia delantey hacia atrás en el tiempo, ello significaque cualquier materia que cae de nuestrouniverso recién nacido puede ir haciaatrás en el tiempo, resultando en unagujero negro. Así, uno debería ser

cuidadoso en la construcción deuniversos recién nacidos para evitar elteorema de Penrose.

El teorema de Penrose se basa enel supuesto de que la materia que cae enel interior es de energía positiva (comoel mundo familiar que vemos a nuestroalrededor). Sin embargo, el teoremafalla si tenemos energía negativa ymateria negativa. Así, incluso para elguión inflacionario, necesitamos obtenerenergía negativa para crear un universo,como lo haríamos con el agujero degusano que se pudiera atravesar.

Sexto paso: construircolisionadores de átomos enormes

¿Cómo podemos construir una

máquina capaz de abandonar el universoteniendo un acceso ilimitado a la altatecnología? ¿Hasta qué punto podemosesperar aprovechar la potencia de laenergía de Planck? Cuando unacivilización ha alcanzado el estatus detipo III, ya tiene poder para manipular laenergía de Planck, por definición. Loscientíficos serían capaces de jugar conlos agujeros de gusano y reunir energíapara abrir agujeros en el espacio y en eltiempo.

Son varias las maneras en que unacivilización avanzada podría hacerlo.Como he mencionado antes, nuestrouniverso puede ser una membrana con ununiverso paralelo a sólo un milímetro denosotros, flotando en el hiperespacio. Si

es así, el Gran Colisionador deHadrones (LHC) podría detectarlo enunos pocos años. Cuando avancemoshasta la civilización de tipo I,podríamos tener incluso la tecnologíapara explorar la naturaleza de esteuniverso vecino. Así, el concepto detomar contacto con un universo paralelotal vez no sea una idea tan remota.

Pero pongámonos en el peor de loscasos: que la energía a la que surgen losefectos gravitatorios cuánticos es laenergía de Planck, que es un trillón deveces superior a la energía del LHC.Para explorar la energía de Planck, unacivilización de tipo III tendría queconstruir un colisionador de átomos deproporciones estelares. En los

colisionadores de átomos, oaceleradores de partículas, laspartículas subatómicas viajan por untubo estrecho. Cuando la energía seinyecta en el tubo, las partículas seaceleran a altas energías. Si utilizamosimanes para curvar el camino de laspartículas en un gran círculo, laspartículas pueden acelerarse a billonesde electronvoltios de energía. Cuantomayor es el radio del círculo, mayor esla energía del haz. El LHC tiene undiámetro de 27 kilómetros, casi al límitede la energía disponible para unacivilización de tipo 0,7.

Pero, para una civilización de tipoIII, se abre la posibilidad de construir uncolisionador de átomos de las

dimensiones de un sistema solar oincluso de un sistema estelar. Esconcebible que una civilizaciónavanzada pueda disparar un haz departículas subatómicas hacia el espacioexterior y acelerarlas a la energía dePlanck. Como vimos, con la nuevageneración de aceleradores departículas de láser, dentro de unasdécadas los físicos podrían ser capacesde crear un acelerador de sobremesacapaz de alcanzar 200 GeV (200.000millones de electronvoltios) en unadistancia de un metro. Colocando estosaceleradores de sobremesa uno detrásdel otro, es concebible que se pudieranalcanzar energías a las que el espacio-tiempo se vuelve inestable.

Si partimos de la base de que losaceleradores del futuro pueden potenciarlas partículas sólo 200 Ge V por metro,que es un supuesto conservador,necesitaríamos un acelerador departículas de 10 años luz de longitudpara alcanzar la energía de Planck.Aunque esto es prohibitivamente grandepara cualquier civilización de tipo I y II,entra perfectamente dentro de lacapacidad de una civilización de tipoIII. Para construir un colisionador deátomos tan descomunal, una civilizaciónde tipo III podría o bien curvar elcamino del haz hasta formar un círculo,ahorrando así un espacio considerable,o bien dejar el camino extendido en unalínea recta que vaya bastante más allá de

la estrella más cercana.Se podría, por ejemplo, construir

un colisionador de átomos que disparepartículas subatómicas por un caminocircular dentro del cinturón deasteroides. No se necesitaría construiruna cara pieza tubular porque el vacíodel espacio exterior es mejor quecualquier vacío que se pueda crear en laTierra. Pero tendrían que construirseimanes inmensos, colocados a intervalosregulares en lunas distantes y asteroidesen el sistema solar o en varios sistemasestelares, lo que periódicamentecurvaría el haz.

Cuando el haz se acercase a unaluna o asteroide, grandes imanes conbase en dicha luna tirarían del haz,

cambiando su dirección muysuavemente. (Las estaciones lunares ode asteroides también tendrían quereenfocar el haz a intervalos regulares,porque el haz divergiría gradualmentecuanto más lejos viajara.) Mientrasviajase por distintas lunas, el hazdibujaría gradualmente la forma de unarco. Finalmente, el haz viajaría en laforma aproximada de un círculo.Podríamos imaginar dos haces, unoviajando en el sentido de las agujas delreloj alrededor del sistema solar, el otroen el sentido contrario. Cuando los doshaces colisionasen, la energía liberadapor la colisión materia / antimateriacrearía energías que se acercarían a laenergía de Planck. (Puede calcularse

que los campos magnéticos necesariospara curvar un haz tan poderososuperarían de largo la tecnología actual.Sin embargo, es concebible que unacivilización avanzada pueda usarexplosivos para enviar una oleada deenergía a través de espirales con el finde crear una inmensa pulsaciónmagnética. Esta ráfaga titánica deenergía magnética podría ser liberadasólo una vez, ya que probablementedestruiría las espirales, de modo que losimanes tendrían que ser rápidamentereemplazados antes de que el haz departículas regresase en su vueltasiguiente.)

Además de los horribles problemasde ingeniería para crear un colisionador

de átomos así, también está la delicadacuestión de si hay un límite a la energíade un haz de partículas. Cualquier hazenergético de partículas colisionaríafinalmente con los fotones queconstituyen la radiación de fondo de2,7° K y, por tanto, perderían energía.En teoría, esto podría restar tantaenergía del haz que, en realidad, habríaun techo definitivo para la energía quese pudiera alcanzar en el espacioexterior. Este resultado no ha sidocomprobado experimentalmente. (Dehecho, hay indicaciones de que losimpactos de rayos cósmicos hansuperado esta energía máxima, lo queproyecta dudas sobre todo el cálculo.)Sin embargo, si esto es verdad, se

necesitaría una modificación más caradel aparato. En primer lugar, se podríaencerrar todo el haz en un tubo de vacíocon protección para evitar la radiaciónde fondo de 2,7°. Además, si elexperimento se hace en el futuro lejano,es posible que la radiación de fondo sealo bastante pequeña para que deje deimportar.

Séptimo paso: crear mecanismosde implosión

También podemos imaginar unsegundo dispositivo basado en rayosláser y un mecanismo de implosión. Enla naturaleza, se alcanzan tremendastemperaturas y presiones por el métodode implosión, como cuando una estrella

moribunda colapsa de pronto bajo lafuerza de gravedad. Esto es posibleporque la gravedad sólo es atractiva, norepulsiva, y, por tanto, el colapso tienelugar uniformemente, de modo que laestrella es comprimida uniformemente adensidades increíbles.

Este método de implosión es muydifícil de recrear en el planeta Tierra.Las bombas de hidrógeno, por ejemplo,tienen que ser diseñadas como un relojsuizo de modo que el deuteruro de litio,el ingrediente activo de una bomba dehidrógeno, sea comprimido a miles demillones de grados para alcanzar loscriterios de Lawson, cuando sedesencadena el proceso de fusión. (Estose hace detonando una bomba atómica

cerca del deuteruro de litio y despuéscentrando uniformemente la radiación derayos X sobre la superficie de una piezade deuteruro de litio.) Este proceso, sinembargo, sólo puede liberar energíaexplosivamente, no de maneracontrolada.

En la Tierra, los intentos de utilizarel magnetismo para comprimir gas ricoen hidrógeno han fracasado,principalmente porque el magnetismo nocomprime el gas uniformemente. Comono hemos visto nunca un monopolo en lanaturaleza, los campos magnéticos sondipolares, como el campo magnético dela Tierra. Como resultado, sonhorriblemente irregulares. Utilizarlospara extraer gas es como intentar sacar

aire de un globo. Cuando se aprieta porun lado del globo, el otro lado se infla.

Otra manera de controlar la fusiónpodría ser utilizar una batería de hacesde láser, dispuesta a lo largo de lasuperficie de una esfera, de modo quelos haces se dispararan radialmentesobre una pequeña bolita de deuterurode litio en el centro. Por ejemplo, en elLaboratorio Nacional de Livermore hayun potente dispositivo de láser / fusiónque se utiliza para simular las armasnucleares. Dispara una serie de hacesláser horizontalmente por un túnel. Acontinuación, los espejos colocados alfinal del túnel reflejan cuidadosamentecada haz, de modo que los haces sedirigen radialmente sobre una pequeña

bolita. La superficie de la bolita sevaporiza inmediatamente, haciendo queésta implosione y generando altastemperaturas. De este modo, en realidadla fusión ha sido observada dentro de labolita (aunque la máquina consume másenergía de la que genera y, por tanto, noes comercialmente viable).

De manera similar, uno puedeimaginarse que una civilización de tipoIII construyera grandes bancos de hacesde láser en asteroides y lunas de variossistemas estelares. Esta batería deláseres dispararía de manera simultánea,liberando una serie de potentes hacesque convergerían en un solo punto,creando temperaturas a las que elespacio y el tiempo se hacen inestables.

En principio, no hay un límiteteórico para la cantidad de energía quepuede colocarse en un haz de láser. Sinembargo, hay problemas prácticos parala fabricación de láseres de potenciaextrema. Uno de los principalesproblemas es la estabilidad del materialláser, que a altas energías se calentaráen exceso y se romperá. (Esto puederemediarse dirigiendo el haz de lásermediante una explosión que se produzcasólo una vez, como las detonacionesnucleares.)

El propósito de disparar este bancoesférico de haces de láser consiste encalentar una cámara de tal modo que secree un falso vacío en el interior, o bienimplosionar y comprimir una serie de

placas para crear energía negativa através del efecto Casimir. Para crear undispositivo de energía negativa comoéste, se necesitaría comprimir una seriede placas esféricas a la longitud dePlanck, que es de 10-33 centímetros. Como la

distancia que separa los átomos es de 10-8centímetros, y la distancia que separa los protones yneutrones en el núcleo es de 10-13) cm, vemosque la compresión de estas placas debede ser enorme. (Como el efecto Casimircrea una atracción neta entre las placas,también tendremos que añadir cargas alas placas para impedir que colapsen.)En principio, un agujero de gusano sedesarrollará dentro de las carcasasesféricas conectando nuestro universomoribundo con uno mucho más joven y

mucho más caliente.

Octavo paso: construir un motor decurvatura

Un elemento clave necesario paramontar los dispositivos descritos anteses la capacidad de recorrer vastasdistancias interestelares. Una maneraposible de hacerlo es utilizar el impulsode deformación de Alcubierre, unamáquina propuesta por primera vez porel físico Miguel Alcubierre en 1994.Una máquina con impulso dedeformación no altera la topología delespacio creando un agujero y saltando alhiperespacio, sino que simplementeencoge el espacio que hay delante deuno mientras expande el de detrás.

Imaginemos que atravesamos unaalfombra para alcanzar una mesa. Enlugar de andar por encima de laalfombra, podríamos echar un lazo a lamesa y arrastrarla lentamente hacianosotros, haciendo que la alfombra seamontone delante de nosotros. Así, noshemos movido poco; en cambio, elespacio delante de nosotros se haencogido.

Recordemos que el propio espaciopuede expandirse más rápido que lavelocidad de la luz (ya que no setransfiere información neta expandiendoel espacio vacío). De manera similar,puede ser posible viajar más rápido quela luz si se encoge el espacio más rápidoque la velocidad de la luz. En efecto, al

viajar a una estrella cercana, apenasdejaríamos la Tierra; simplementecolapsaríamos el espacio delante denosotros y expandiríamos el de detrás.En lugar de viajar a Alpha Centauri, laestrella más cercana, la acercaríamos anosotros.

Alcubierre demostró que ésta esuna solución viable de las ecuaciones deEinstein, es decir, que cabe dentro delas leyes de la física. Pero hay un precioque pagar. Tendríamos que empleargrandes cantidades de energía tantonegativa como positiva para dispararnuestra nave espacial. (La energíapositiva podría utilizarse paracomprimir el espacio de delante denosotros y la negativa para alargar la

distancia de detrás.) Para utilizar elefecto Casimir con el fin de crear estaenergía negativa, las placas tendrían queestar separadas por la distancia dePlanck, 10-33 centímetros, demasiado pequeña

para alcanzarse por medios ordinarios. Para construiruna nave espacial así, necesitaríamos construir unagran esfera y colocar dentro a los pasajeros. En loslados de la burbuja, pondríamos una franja de energíanegativa a lo largo del ecuador. Los pasajeros, dentrode la burbuja, no se moverían nunca, pero el espaciodelante de la burbuja se encogería más deprisa que laluz, de modo que cuando los pasajeros dejaran laburbuja, habrían alcanzado una estrella cercana.

En su artículo original, Alcubierremencionó que su solución no sólo podríallevarnos a las estrellas, sino quetambién nos permitiría viajar en eltiempo. Dos años después, el físico

Allen E. Everett demostró que si sedisponía de dos naves espaciales así, elviaje en el tiempo sería posibleaplicando la propulsión de curvaturasucesivamente. Como dice el físicoGott, de Princeton: «Así pues, pareceque Gene Roddenberry, el creador deStar Trek, ¡tenía razón al incluir todosaquellos episodios del viaje en eltiempo!».

Pero un análisis posterior del físicoruso Sergei Krasnikov reveló un defectotécnico en la solución. Demostró que elinterior de la nave espacial estádesconectado del espacio exterior de lanave, de modo que los mensajes nocruzan el límite; es decir, una vez dentrode la nave, uno no puede cambiar el

rumbo. El camino tiene que ser fijadoantes de hacer el viaje. Es algodecepcionante. Dicho de otro modo, nose puede mover un dial y fijar una rutahacia la estrella más cercana. Perotambién significa que una nave espacialde este tipo podría ser un ferrocarrilhacia las estrellas, un sistemainterestelar en el que las navesespaciales salieran a intervalosregulares. Se podría, por ejemplo,construir este ferrocarril utilizandoprimero cohetes convencionales queviajasen a una velocidad menor que lade la luz para construir estaciones deferrocarril a intervalos regulares entrelas estrellas. A continuación, la naveespacial viajaría entre estas estaciones a

mayor velocidad que la luz siguiendo unhorario con salidas y llegadas fijas.

Gott escribe: «Unasupercivilización futura podría quererestablecer trayectorias con propulsiónde curvatura entre las estrellas para quelas naves las recorrieran, del mismomodo que podría establecer vínculos deagujero de gusano entre las estrellas.Una red de caminos con propulsión decurvatura podría ser incluso más fácil decrear que una compuesta de agujerosnegros, porque aquellos requerirían sólouna alteración de espacio existente y noel establecimiento de agujeros negrosque conecten regiones distantes»[11].

Pero precisamente porque una naveespacial así tiene que viajar dentro del

universo existente, no puede utilizarsepara salir del universo. A pesar de todo,el motor de Alcubierre podría ayudar aconstruir un dispositivo para escapar deluniverso. Una nave espacial así seríaútil, por ejemplo, para crear las cuerdascósmicas en colisión mencionadas porGott, que podrían hacer volver a unacivilización avanzada a su propiopasado, cuando su universo era muchomás caliente.

Noveno paso: utilizar la energíanegativa de estados comprimidos

En el capítulo 5 dije que los hacesde láser pueden crear «estadoscomprimidos» que pueden usarse paragenerar materia negativa, que a su vez

puede usarse para abrir y estabilizaragujeros de gusano. Cuando una potentepulsación de láser golpea un materialóptico especial, crea pares de fotones ensu estela. Estos fotones potencian ysuprimen alternativamente lasfluctuaciones cuánticas encontradas enel vacío, produciendo tanto pulsacionesde energía positiva como negativa. Lasuma de estas dos pulsaciones deenergía siempre promedia una energíapositiva, de modo que no violamos lasleyes conocidas de la física.

En 1978, el físico Lawrence Ford,de la Universidad de Tufts, demostrótres leyes que esta energía negativa debeobedecer, y desde entonces han sidoobjeto de intensa investigación. Primero,

Ford encontró que la cantidad de energíanegativa en una pulsación estáinversamente relacionada con suextensión espacial y temporal; es decir,cuanto más fuerte es la pulsación deenergía negativa, más corta es suduración. Así, si creamos una granexplosión de energía negativa con unláser para abrir un agujero de gusano,sólo puede durar un periodo de tiempoextremadamente corto. Segundo, unapulsación negativa siempre va seguidade una positiva de mayor magnitud (portanto, la suma sigue siendo positiva).Tercero, cuanto más grande es elintervalo entre estas dos pulsaciones,mayor debe ser la pulsación positiva.

Según estas leyes generales, es

posible cuantificar las condiciones bajolas que un láser o las placas de Casimirpueden producir energía negativa.Primero, podría intentarse separar lapulsación de energía negativa de laenergía positiva subsiguiente lanzandoun haz de láser a una caja y cerrando unobturador inmediatamente después de laentrada de la pulsación de energíanegativa. Como resultado, sólo lapulsación de energía negativa habríaentrado en la caja. En principio, puedenextraerse de este modo grandescantidades de energía negativa, seguidasde una pulsación de energía positiva aúnmás grande (que se mantiene fuera de lacaja gracias al obturador). El intervaloentre las dos pulsaciones puede ser

bastante largo, tan largo como la energíade la pulsación positiva. En teoría, éstaparece ser la manera ideal de generarcantidades ilimitadas de energíanegativa para una máquina del tiempo oun agujero de gusano.

Por desgracia, hay una trampa. Elmero acto de cerrar el obturador creauna segunda pulsación de energíapositiva dentro de la caja. A no ser quese tomen precauciones extraordinarias,la pulsación de energía negativa seelimina. Ésta seguirá siendo una hazañatecnológica que tendrá que resolver unacivilización avanzada: dividir unapotente pulsación de energía negativa dela subsiguiente pulsación de energíapositiva sin tener una pulsación

secundaria que elimine la energíanegativa.

Estas tres leyes pueden aplicarse alefecto Casimir. Si producimos unagujero de gusano de un metro dediámetro, deberemos tener energíanegativa concentrada en una franja de nomás de 10-22 metros (una millonésima de las

dimensiones de un protón). Una vez más, sólo unacivilización extremadamente avanzada podría sercapaz de crear la tecnología necesaria para manipularestas distancias increíblemente pequeñas o intervalosde tiempo increíblemente pequeños.

Décimo paso: esperar transicionescuánticas

Como vimos en el capítulo 10, losseres inteligentes que se enfrenten al

gradual enfriamiento de su universoquizá tengan que pensar más lentamentee hibernar durante largos periodos detiempo. Este proceso de reducir lavelocidad de pensamiento podríaprolongarse durante billones de billonesde años, un periodo de tiempo suficientepara que ocurran acontecimientoscuánticos. Normalmente, podemosdescartar la creación espontánea deuniversos de burbujas y transiciones aotros universos cuánticos porque seríanacontecimientos extremadamente raros.Sin embargo, en la fase 5, es posible quelos seres inteligentes piensen tanlentamente que estos acontecimientoscuánticos se vuelvan relativamentecomunes. En su propio tiempo subjetivo,

su velocidad de pensamiento les podríaparecer perfectamente normal, aunque laescala de tiempo real sería tan larga quelos acontecimientos cuánticos sevolverían una ocurrencia normal.

Si es así, estos seres sólo tendríanque esperar hasta que apareciesen losagujeros de gusano y ocurriesen lastransiciones cuánticas para escapar aotro universo. (Aunque estos serespodrían ver las transiciones cuánticascomo algo común, un problema es queestos acontecimientos cuánticos sontotalmente impredecibles; sería difícilhacer la transición a otro universocuando uno no sabe exactamente cuándopodría abrirse el portal o adóndellevaría. Estos seres podrían tener que

aprovechar la oportunidad de irse deluniverso en cuanto se abriera el agujerode gusano, antes de tener la posibilidadde analizar plenamente suspropiedades.)

Undécimo paso: la últimaesperanza

Supongamos por un momento quetodos los experimentos futuros conagujeros de gusano y agujeros negros seenfrentan a un problema aparentementeinsuperable: que los únicos agujeros degusano estables tienen dimensiones demicroscópicas a subatómicas. Pensemostambién que un viaje real a través de unagujero de gusano puede provocartensiones inaceptables en nuestro

cuerpo, incluso dentro de una naveprotectora. Un buen número de desafíos,como fuerzas intensas de marea, camposde radiación, impactos contra asteroidesu otros objetos, resultarían letales. Si esasí, la vida futura de la inteligencia ennuestro universo sólo tendría unaopción: inyectar la suficienteinformación al nuevo universo pararecrear nuestra civilización al otro ladodel agujero de gusano.

En la naturaleza, cuando losorganismos vivos se enfrentan a unentorno hostil, a veces encuentranmétodos ingeniosos para sobrevivir.Algunos mamíferos hibernan. Algunospeces y ranas tienen elementos químicosanticongelantes que circulan por sus

fluidos corporales y les permiten seguirvivos sin congelarse. Los hongosescapan a la extinción transformándoseen esporas. De manera similar, los seresvivos podrían tener que encontrar unamanera de alterar su existencia físicapara sobrevivir al viaje a otro universo.

Pensemos en el roble, que esparcepequeñas semillas en todas direcciones.Las semillas son: (a) pequeñas,resistentes y compactas; (b) contienentodo el ADN del árbol; (c) estánpensadas para alejarse a cierta distanciadel árbol madre; (d) contienen bastantealimento para iniciar el proceso deregeneración en una tierra remota; (e)arraigan consumiendo nutrientes yenergía del suelo y viviendo de la nueva

tierra. De manera similar, unacivilización podría intentar imitar a lanaturaleza enviando su «semilla» através del agujero de gusano, utilizandola nanotecnología disponible másavanzada dentro de miles de millones deaños, para copiar cada una de estasimportantes propiedades.

Como ha dicho Stephen Hawking:«Parece [...] que la teoría cuánticapermite el viaje en el tiempo a escalamicroscópica»[12]. Si Hawking tienerazón, los miembros de una civilizaciónavanzada podrían decidir alterar su serfísico para convertirlo en algo quepudiera sobrevivir el arduo viaje haciaatrás en el tiempo o a otro universo,fundiendo carbono con silicio y

reduciendo su conciencia a purainformación. En resumidas cuentas,nuestros cuerpos basados en carbonopueden ser demasiado frágiles parasoportar la dureza física de un viaje deesta magnitud. En el futuro, quizáseamos capaces de fusionar nuestraconciencia con nuestras creacionesrobóticas, utilizando la ingenieríaavanzada del ADN, la nanotecnología yla robótica. Esto podría parecer raropara los estándares actuales, pero en elfuturo, para una civilización de dentrode miles de millones a billones de años,podría ser la única manera desobrevivir.

Podrían necesitar fusionar suscerebros y personalidades directamente

en máquinas, lo que podría hacerse devarias maneras. Podría crearse unsofisticado programa de software quefuera capaz de duplicar todos nuestrosprocesos de pensamiento, de modo quetuviera una personalidad idéntica a lanuestra. Más ambicioso es el programadefendido por Hans Moravec, de laUniversidad de Carnegie-Mellon. Élafirma que, en el futuro lejano,podríamos ser capaces de reproducir,neurona a neurona, la arquitectura denuestros cerebros en transistores desilicio. Cada conexión neuronal en elcerebro sería reemplazada por untransistor correspondiente queduplicaría la función de la neuronadentro de un robot.[13]

Como es probable que las fuerzasmaremotrices y los campos de radiaciónsean intensos, las civilizaciones futurastendrían que transportar el mínimoabsoluto de combustible, protección ynutrientes necesarios para recrearnuestra especie al otro lado del agujerode gusano. Utilizando nanotecnología,podría ser posible enviar cadenasmicroscópicas a través del agujero degusano dentro de un mecanismo no másamplio que una célula.

Si el agujero de gusano fuera muypequeño, a la escala del átomo, loscientíficos tendrían que enviar grandesnanotubos hechos de átomosindividuales, codificados con inmensascantidades de información suficiente

para recrear toda la especie al otro lado.Si el agujero de gusano tuviera sólo lasdimensiones de una partículasubatómica, los científicos tendrían queidear una manera de enviar núcleos através del agujero de gusano que seapropiarían de electrones al otro lado yse reconstruirían como átomos ymoléculas. Si un agujero de gusano fueraaún más pequeño, quizá pudieran usarsehaces de láser hechos de rayos X orayos gamma de longitud de ondapequeña para enviar códigossofisticados a través del agujero degusano, dando instrucciones sobre cómoreconstruir la civilización al otro lado.

El objetivo de una transmisión deeste tipo sería construir un «nanobot» al

otro lado del agujero de gusano, cuyamisión sería encontrar un entornoadecuado en el que regenerar nuestracivilización. Como se construiría aescala atómica, no necesitaría grandescohetes de elevada potencia ni una grancantidad de combustible para encontrarun planeta adecuado. En realidad,podría acercarse sin esfuerzo a lavelocidad de la luz porque esrelativamente fácil enviar partículassubatómicas casi a la velocidad de laluz usando campos eléctricos. Además,no necesitaría nutrientes ni otras piezasburdas de hardware, ya que el principalcontenido del nanobot es la informaciónpura necesaria para regenerar la raza.

Una vez el nanobot hubiera

encontrado un nuevo planeta, crearía unagran fábrica usando materia prima yadisponible en el planeta para construirmuchas réplicas de sí mismo en un granlaboratorio de clonación. Las secuenciasde ADN necesarias podrían producirseen este laboratorio y después inyectarlasen las células para empezar el procesode regenerar organismos enteros yfinalmente toda la especie. En ellaboratorio, estas células se convertiríanen seres plenamente adultos, con lamemoria y la personalidad del humanooriginal situada en el cerebro.

En cierto sentido, este procesosería similar a inyectar nuestro ADN (elcontenido total de información de unacivilización de tipo III o más allá) en

una «célula huevo» que contuvierainstrucciones genéticas capaces derecrear un embrión al otro lado. El«huevo fertilizado» sería compacto,resistente y móvil, aunque contendríatodo el cuerpo de información necesariopara recrear una civilización de tipo nI.Una célula humana característicacontiene sólo 30.000 genes, dispuestosen 3.000 millones de pares de base deADN, pero esta pieza de informaciónconcisa es suficiente para recrear todoun ser humano, utilizando recursosencontrados fuera del esperma (lanutrición proporcionada por la madre).De manera similar, el «huevo cósmico»consistiría en la totalidad deinformación necesaria para regenerar

una civilización avanzada; los recursospara hacer esto (materia prima,disolventes, metales y similares) seencontrarían al otro lado. De este modo,una civilización avanzada, como de tipoQ III, podría ser capaz de utilizar suformidable tecnología para enviarsuficiente información (unos 1024bits deinformación) a través de un agujero degusano y recrear su civilización al otrolado.

Permítaseme subrayar que cada unode los lapsos que he mencionado en esteproceso supera de tal modo lascapacidades que tenemos en laactualidad que puede leerse comociencia ficción. Pero de aquí a miles demillones de años, para una civilización

de tipo Q III que se enfrentase a laextinción, podría ser el único caminoposible hacia la salvación. Ciertamente,no hay nada en las leyes de la física o dela biología que impidan que esto ocurra.Mi opinión es que la muerte definitivade nuestro universo puede no significarnecesariamente la muerte de lainteligencia. Desde luego, si lacapacidad de transferir inteligencia deun universo a otro es posible, dejaabierta la posibilidad de que una formade vida de otro universo, enfrentándosea su propia gran congelación, pudieraintentar abrirse camino hacia una partedistante de nuestro propio universo, máscálida y hospitalaria.

Dicho de otro modo, la teoría del

campo unificado, en lugar de ser unacuriosidad inútil pero elegante, puedeproporcionar a la larga el plan para lasupervivencia de la vida inteligente enel universo.

12. Más allá delmultiverso

La Biblia nos enseñacómo se va al cielo y nocómo va el cielo.Cardenal Baronius, durante el

juicio de Galileo

¿Por qué hay algo y nonada? La inquietud quemantiene en funcionamiento elreloj que nunca se detiene dela metafísica es el

pensamiento de que la noexistencia del mundo es tanposible como su existencia.

William James

La experiencia más bellaque podemos tener es la delmisterio. Es la emociónfundamental que se encuentraen la cuna del verdadero artey de la verdadera ciencia.Aquel que no lo sabe y nopuede ya hacerse preguntas,no puede ya maravillarse, escomo si estuviera muerto ycon los ojos tapados.

Albert Einstein

En 1863, Thomas H. Huxley

escribió: «El dilema fundamental de lahumanidad, el problema que subyace atodos los demás y que destaca porencima de ellos, es precisar qué puestole corresponde al hombre en laNaturaleza y cuál es su relación con elCosmos»[1].

Huxley se hizo famoso como«bulldog de Darwin», el hombre quedefendió con ferocidad la teoría de laevolución en una Inglaterra victorianaprofundamente conservadora. Lasociedad inglesa veía a la humanidadorgullosamente plantada en el centro de

la creación; el sistema solar no sólo erael centro del universo, sino que lahumanidad era el máximo logro de lacreación de Dios, la cúspide del trabajode artesanía divino. Dios nos habíacreado a su imagen y semejanza.

Al desafiar abiertamente estaortodoxia religiosa, Huxley tuvo quedefender la teoría de Darwin contra losanatemas lanzados por la ortodoxiareligiosa, y de este modo colaboró en elestablecimiento de una comprensión máscientífica de nuestro papel en el árbol dela vida. Hoy en día reconocemos que,entre los gigantes de la ciencia, Newton,Einstein y Darwin han realizado eltrabajo más valioso al ayudar a definirel lugar que nos corresponde en el

cosmos.Cada uno de ellos lidió con las

implicaciones teológicas y filosóficasde su obra respecto a nuestro papel en eluniverso. En la conclusión de losPrincipia, Newton declara: «El sistemamás bello del Sol, los planetas y loscometas sólo pudo surgir del consejo ydominio de un ser inteligente ypoderoso». Si Newton descubrió lasleyes de la dinámica, debía de haber unlegislador divino.

Einstein también estaba convencidode la existencia de lo que él llamaba elViejo, que no intervenía, sin embargo,en los asuntos de los hombres. Suobjetivo no era glorificarlo, sino «leerla Mente de Dios». Decía: «Quiero

saber cómo Dios creó el mundo. No meinteresa éste o aquel fenómeno. Quierosaber qué pensaba Dios. El resto sondetalles»[2]. Einstein justificaba suintenso interés por estos asuntosteológicos diciendo: «La ciencia sin lareligión es coja. Pero la religión sin laciencia es ciega»[3].

Pero Darwin estaba totalmentedividido en la cuestión del papel de lahumanidad en el universo. Aunque sereconoce que fue él quien destronó a lahumanidad del centro del universobiológico, en su autobiografía confesó«la extrema dificultad o más bien laimposibilidad de concebir este universoinmenso y maravilloso, incluido elhombre, con su capacidad para mirar

hacia atrás y hacia el futuro, comoresultado de la oscuridad o la necesidadciega»[4]. Confió a un amigo: «Miteología es un verdadero lío»[5].

Perspectiva histórica

Newton y Einstein nos liberaron dela superstición y del misticismo delpasado. El primero nos dio unas leyesprecisas y mecánicas que guiaban todoslos cuerpos celestes, incluido el nuestro.En realidad, las leyes eran tan precisasque los seres humanos se convirtieron ensimples loros que repetían sus frases.Einstein revolucionó nuestra manera dever el escenario de la vida. No sólo eraimposible definir una medida uniforme

del tiempo y del espacio, sino que elpropio escenario era curvado. No sólose sustituyó el escenario por una láminatirante de goma, sino que además seexpandió.

La revolución cuántica nos dio unaimagen aún más extraña del mundo. Porun lado, el desmoronamiento deldeterminismo significaba que lasmarionetas podían cortar sus cuerdas yleer sus propias frases. Se restauró ellibre albedrío, pero al precio de obtenerresultados múltiples e inciertos. Estosignificaba que los actores podían estaren dos lugares al mismo tiempo y quepodían desaparecer y reaparecer. Sehizo imposible decir con seguridaddónde estaba un actor en el escenario o

en qué momento.Ahora, el concepto del multiverso

nos ha procurado otro cambio deparadigma, según el cual la palabra«universo» podría volverse obsoleta.Con el multiverso, hay escenariosparalelos, uno encima del otro, contrampillas y túneles ocultos que losconectan. Los escenarios, en realidad,dan lugar a otros escenarios, en unproceso interminable de génesis. Encada estadio, surgen nuevas leyes de lafísica. Quizá sólo en un puñado de estosescenarios coincidan la vida y laconciencia.

Hoy en día somos actores quevivimos en el primer acto, al principiode la exploración de las maravillas

cósmicas de este escenario. En elsegundo acto, si no destruimos nuestroplaneta mediante la guerra o lacontaminación, podríamos ser capacesde dejar la Tierra y explorar lasestrellas y otros cuerpos celestes. Peroahora vamos tomando conciencia de quefalta la escena final, el tercer acto,cuando la obra termina y todos losactores perecen. En el tercer acto, elescenario se vuelve tan frío que la vidase torna imposible. La única salvaciónposible es abandonarlo a través de unatrampilla y empezar otra vez con unanueva obra y un nuevo escenario.

Principio copernicano contraprincipio antrópico

Está claro que en la transición

desde el misticismo de la Edad Media ala física cuántica de la actualidad,nuestro papel, nuestro lugar en eluniverso, ha cambiado de maneraespectacular con cada revolucióncientífica. Nuestro mundo se haexpandido exponencialmente y nos haobligado a cambiar nuestra idea denosotros mismos. Cuando observo estaprogresión histórica, a veces meabruman dos emociones contradictoriasal contemplar el número aparentementeilimitado de estrellas en el firmamento oal ver la multitud de formas de vida enla Tierra. Por un lado, me sientoempequeñecido por la inmensidad del

universo. Al contemplar la vastaextensión vacía del universo, escribió enuna ocasión Blaise Pascal, «el silencioeterno de estos espacios infinitos meaterra»[6]. Por otro lado, no puedo evitarsentirme hipnotizado por la espléndidadiversidad de la vida y la exquisitacomplejidad de nuestra existenciabiológica.

Hoy en día, cuando abordamos lacuestión de determinar científicamentenuestro papel en el universo, en ciertosentido hay dos puntos de vistafilosóficos extremos representados en lacomunidad física: el principiocopernicano y el principio antrópico.

El principio copernicano estableceque no hay nada especial sobre nuestro

lugar en el universo. (Algunos bromistaslo han llamado «el principio de lamediocridad».) Hasta ahora, todos losdescubrimientos astronómicos parecenreivindicar este punto de vista. No sóloCopérnico desterró a la Tierra delcentro del universo, sino que Hubbledesplazó a toda la Vía Láctea del centrodel universo, presentándonos en su lugarun universo en expansión de miles demillones de galaxias. El recientedescubrimiento de la materia oscura y laenergía oscura subraya el hecho de quelos elementos químicos superiores queconstituyen nuestros cuerposcomprenden sólo el 0,03% delcontenido total de materia/energía deluniverso. Con la teoría de la inflación,

debemos contemplar el hecho de que eluniverso visible es como un grano dearena incrustado en un universo másgrande y más plano, y que de esteuniverso en sí pueden surgirconstantemente nuevos universos. Y si,finalmente, la teoría M se revelavictoriosa, debemos enfrentarnos a laposibilidad de que incluso ladimensionalidad familiar del espacio ytiempo tenga que expandirse a oncedimensiones. No sólo nos handesterrado del centro del universo, sinoque incluso podemos encontrarnos conque el universo visible no es más queuna pequeña fracción de un multiversomucho más grande.

Ante la enormidad de esta

constatación, uno recuerda el poema deStephen Crane, que escribió en unaocasión:

Un hombre le dijo aluniverso:

—¡Señor, yo existo!—Sin embargo —

contestó el universo—,este hecho no ha creado

en míningún sentido de

obligación.[7]

(Viene a la memoria la parodia de

ciencia ficción de Douglas Adams, Guíadel autoestopista galáctico, en la que

hay un dispositivo llamado Vórtice dePerspectiva Total que garantiza latransformación de cualquier personasana en un lunático delirante. Contieneun mapa de todo el universo con unapequeña flecha que dice: «Usted seencuentra aquí».)

Pero en el otro extremo tenemos elprincipio antrópico, que nos hace verque una serie de «accidentes»milagrosos hace posible la concienciaen nuestro universo tridimensional. Hayuna franja ridículamente estrecha deparámetros que hace posible la vidainteligente, y resulta que nosotros noshallamos en ella. La estabilidad delprotón, las dimensiones de las estrellas,la existencia de elementos superiores,

etcétera, todo parece estar finamenteajustado para permitir la existencia decomplejas formas de vida y deconciencia. Puede debatirse si estacircunstancia fortuita es debida aldiseño o a un accidente, pero no puedediscutirse la complejidad del ajustenecesario para hacerlo posible.

Stephen Hawking afirma: «Si latasa de expansión un segundo despuésdel big bang hubiera sido menor aunquefuera en una parte entre cien milmillones, [el universo] se habría vueltoa colapsar antes de alcanzar lasdimensiones presentes. [...] Lasprobabilidades contrarias a laemergencia de un universo como elnuestro a partir de algo como el big bang

son enormes. Creo que lasimplicaciones de todo esto sonclaramente religiosas»[8].

A menudo no llegamos a valorarhasta qué punto son preciosas la vida yla conciencia. Olvidamos que algo tansencillo como el agua líquida es una delas sustancias más valiosas del universo,que en el sistema solar, quizás inclusoen este sector de la galaxia, sólo laTierra (y quizás Europa, una luna deJúpiter) tiene agua líquida en grancantidad. También es probable que elcerebro humano sea el objeto máscomplejo que ha creado la naturaleza enel sistema solar, quizás hasta la estrellamás cercana. Cuando vemos las vívidasimágenes del terreno sin vida de Marte o

Venus, nos sorprende que sussuperficies estén totalmente desprovistasde ciudades o de luces, o incluso de loscomplejos elementos químicosorgánicos de la vida. Existen mundosincontables en el espacio profundodesprovistos de vida, menos aún deinteligencia. Ello debería hacernosvalorar qué delicada es la vida y elmilagro de que florezca en la Tierra.

El principio copernicano y elprincipio antrópico son en cierto sentidoperspectivas opuestas que marcan losextremos de nuestra existencia y nosayudan a entender nuestro verdaderopapel en el universo. Mientras elprincipio copernicano nos obliga aenfrentarnos a la pura enormidad del

universo, y quizá del multiverso, elprincipio antrópico nos obliga a darnoscuenta de la rareza extrema de la vida yla conciencia.

Pero, en definitiva, el debate entreel principio copernicano y el principioantrópico no puede determinar nuestropapel en el universo, a no ser queveamos esta cuestión desde unaperspectiva más amplia, desde el puntode vista de la teoría cuántica.

Significado cuántico

El mundo de la ciencia cuánticaarroja mucha luz sobre la cuestión denuestro papel en el universo, pero desdeun punto de vista diferente. Sisuscribimos la interpretación de Wigner

del problema del gato de Schrödinger,vemos necesariamente la mano de laconciencia en todas partes. La cadenainfinita de observadores, cada uno delos cuales ve al anterior, lleva en últimainstancia a un observador cósmico,quizás el propio Dios. En este enfoque,el universo existe porque hay una deidadque lo observa. Y, si la interpretaciónde Wheeler es correcta, el universoentero está dominado por la concienciay la información. En esta imagen, laconciencia es la fuerza dominante quedetermina la naturaleza de la existencia.

El punto de vista de Wigner, a suvez, llevó a Ronnie Knox a escribir elsiguiente poema sobre un encuentroentre un escéptico y Dios, en el que

reflexiona sobre si un árbol existe en eljardín cuando no hay nadie que loobserve:

Había una vez una vez unhombre que dijo: «Dios

debe de pensar que esmuy raro

si descubre que esteárbol

sigue existiendocuando no hay nadie en

el jardín».[9]

Un bromista anónimo escribió la

siguiente respuesta:

Querido señor: Susorpresa es extraña.

Yo siempre estoy cercadel jardín

y es por eso que su árbolseguirá siendo,pues es observado.Fielmente suyo, Dios.

Dicho de otro modo, los árboles

existen en el jardín porque siempre hayahí un observador cuántico paracolapsar la función de onda: Diosmismo.

La interpretación de Wigner colocala cuestión de la conciencia en el centroexacto del fundamento de la física. Sehace eco de las palabras del gran

astrónomo James Jeans, que escribió enuna ocasión: «Hace cincuenta años, eluniverso solía verse como una máquina.[...] Cuando contemplamos ambosextremos de tamaño (ya sea el cosmoscomo un todo, ya sea los recesosinteriores del átomo), la interpretaciónmecánica de la Naturaleza falla.Llegamos a entidades y fenómenos queno son mecánicos en absoluto. A mí merecuerdan más a los procesos mentalesque a los mecánicos; el universo pareceestar más cerca de un gran pensamientoque de una gran máquina»[10].

Esta interpretación adopta quizá suforma más ambiciosa en la teoría del «itfrom bit» de Wheeler. «No es sólo queestemos adaptados al universo. El

universo también está adaptado anosotros»[11]. Dicho de otro modo, encierto sentido creamos nuestra propiarealidad haciendo observaciones. Él lollama «Génesis por observación».Wheeler afirma que vivimos en un«universo participativo».

Estas mismas palabras sonrepetidas por George Wald, el biólogolaureado con el Nobel, que escribió:«Sería triste ser un átomo en un universosin físicos. Y los físicos están hechos deátomos. Un físico es la manera que tieneel átomo de saber sobre átomos»[12]. Elpastor unitario Gary Kowalski resumeesta creencia diciendo: «Podría decirseque el universo existe para celebrarse así mismo y deleitarse en su propia

belleza. Y si la raza humana es unafaceta del cosmos que va tomandoconciencia de sí mismo a, nuestroobjetivo debe ser sin duda preservar yperpetuar nuestro mundo además deestudiarlo, no saquear ni destruir lo queha costado tanto tiempo producir»[13].

En esta línea de argumentación, eluniverso tiene un objetivo: producircriaturas sensibles como nosotros quepuedan observarlo para que exista.Según esta perspectiva, la mera esenciadel universo depende de su capacidadde crear criaturas inteligentes quepuedan observarlo y, por tanto, colapsarsu función de onda.

La interpretación de Wigner de lateoría cuántica procura cierto consuelo.

Sin embargo, hay una interpretaciónalternativa, la de muchos mundos, quenos da una concepción totalmentediferente del papel de la humanidad enel universo. En las interpretaciones demuchos mundos, el gato de Schrödingerpuede estar vivo y muerto al mismotiempo, simplemente porque el universoen sí se ha dividido en dos universosseparados.

El significado en el multiverso

Es fácil perderse en la multitudinfinita de universos en la teoría demuchos mundos. Las implicacionesmorales de estos universos cuánticosparalelos se exploran en un cuento deLarry Niven: «All the Myriad Ways»

(Todos los miles de maneras). En elcuento, el teniente de policía GeneTrimble investiga una serie de suicidiosmisteriosos. De pronto, en toda laciudad, personas sin historia previa dedesequilibrio mental saltan de lospuentes, se abren los sesos o inclusocometen un asesinato masivo. Elmisterio alcanza mayores dimensionescuando Ambrose Harmon, elmultimillonario fundador de laCrosstime Corporation, salta deltrigésimo sexto piso desde suapartamento de lujo después de ganarquinientos dólares en una partida depóquer. Rico, poderoso y bienrelacionado, lo tenía todo para vivir; susuicidio no tiene sentido. Pero,

finalmente, Trimble descubre una pauta.El 20% de los pilotos de la CrosstimeCorporation se han suicidado; enrealidad, los suicidios empezaron unmes después de la fundación deCrosstime.

Investigando más a fondo, descubreque Harmon había heredado su inmensafortuna de sus abuelos y que la habíadilapidado apoyando causasdescabelladas. Podría haberla perdidodel todo, pero la recuperó en unaapuesta. Reunió a un puñado de físicos,ingenieros y filósofos para investigar laposibilidad de pistas de tiempoparalelas. Finalmente, diseñaron unvehículo que podía entrar en una nuevalínea de tiempo y el piloto trajo

puntualmente un nuevo invento de losEstados Confederados de América.Crosstime financió entonces cientos demisiones a líneas de tiempo paralelas,donde descubrirían nuevos inventos quepodrían ser traídos a la Tierra ypatentados. Pronto Crosstime pasó a seruna empresa multimillonaria conpatentes de los inventos mundiales másimportantes de nuestros tiempos. Parecíaque Crosstime sería la empresa con máséxito de su época, con Harmon en ladirección.

Descubrieron que cada línea detiempo era diferente. Encontraron elImperio católico, la América amerindia,la Rusia imperial y decenas de mundosmuertos y radiactivos que terminaron en

una guerra nuclear. Pero finalmenteencontraron algo profundamenteperturbador: copias al carbón de símismos, con vidas prácticamenteidénticas a las suyas, aunque con un giroextraño. En estos mundos, hicieran loque hicieran, podía pasar de todo:independientemente de lo quetrabajaran, podrían llegar a efectuar sussueños más fantásticos y vivir suspesadillas más dolorosas.Independientemente de lo que hicieran,en algunos universos tenían éxito y enotros eran un absoluto fracaso. Hicieranlo que hicieran, había un número infinitode copias de ellos mismos que tornabanla decisión opuesta y tenían que atenersea todas las consecuencias posibles. ¿Por

qué no nos hacernos ladrones de bancos,si en algún universo podernos quedarimpunes?

Trimble piensa: «La suerte noexiste en ninguna parte. Todas lasdecisiones se toman de un modo y delotro. Por cada elección inteligente queuno torne de todo corazón, también tornatodas las demás. Y así fue durante todala historia». Una profundadesesperación abruma a Trimble cuandollega a una lacerante conclusión: en ununiverso en el que todo es posible, nadatiene sentido moral. Cae víctima de ladesesperación al darse cuenta de que, afin de cuentas, no podernos controlarnuestros destinos, que no importa quédecisión tomemos, el resultado es

aleatorio.Finalmente, decide seguir la guía

de Harmon[14]. Coge una pistola y seapunta a la cabeza. Pero incluso cuandoestá pulsando el gatillo, hay un númeroinfinito de universos en los que lapistola falla el tiro, la bala impacta en eltecho, la bala mata al detective, etcétera.La decisión final de Trimble es llevadaa cabo en un número infinito de manerasen un número infinito de universos.

Cuando nos imaginamos elmultiverso cuántico, nos enfrentamos,como Trimble en la historia, a laposibilidad de que, aunque nuestrosegos paralelos que viven en universoscuánticos diferentes puedan tenerexactamente el mismo código genético,

en coyunturas cruciales de la vida,nuestras oportunidades, nuestrosmentores y nuestros sueños puedenllevarnos por caminos diferentes yconducirnos a historias de vida ydestinos diferentes.

En realidad, casi tenemos antenosotros una forma de este dilema. Essólo cuestión de tiempo, quizá de unascuantas décadas, que la clonacióngenética de los humanos sea un hechonormal. Aunque clonar un humano esextremadamente difícil (en realidad,todavía nadie ha clonado del todo a unprimate, ya no digamos a un humano) ylas cuestiones éticas son profundamenteperturbadoras, es inevitable que enalgún momento llegue a ocurrir. Y,

cuando ocurra, la pregunta que surgiráserá la siguiente: ¿tienen alma nuestrosclones? ¿Somos responsables de lasacciones de nuestros clones? En ununiverso cuántico, tendríamos un númeroinfinito de clones cuánticos. Comoalgunos de nuestros clones cuánticospodrían realizar actos malvados, ¿somosresponsables de ellos? ¿Sufre nuestraalma por las transgresiones de nuestrosclones cuánticos?

Hay una posible solución a estacrisis existencial cuántica. Si miramos através del multiverso de mundosinfinitos, podemos quedar abrumadospor la aleatoriedad vertiginosa deldestino, pero en general dentro de cadamundo las normas de sentido común de

la causalidad todavía se sostienen. En lateoría del multiverso propuesta por losfísicos, cada universo distinto obedece aleyes como las de Newton a escalamacroscópica, de modo que podemosvivir cómodamente nuestras vidas,sabiendo que las consecuencias denuestros actos suelen ser predecibles.Dentro de cada universo, las leyes de lacausalidad, en general, se aplicanrígidamente. En cada universo, sicometemos un delito, lo más seguro esque vayamos a la cárcel. Podemosconducir nuestros asuntos felizmenteinconscientes de todas las realidadesparalelas que coexisten con nosotros.Esto me recuerda una historia apócrifaque suele contarse entre físicos. Un día

llevan a Las Vegas a un físico ruso quequeda totalmente anonadado ante laopulencia capitalista y la disipación queofrece la ciudad del pecado. Se dirigeinmediatamente a una mesa de juego yapuesta todo su dinero.

Cuando le dicen que es una malaestrategia de juego, que atenta contratodas las leyes de la estadística y laprobabilidad, contesta: «¡Sí, todo estoes cierto, pero en algún universocuántico me haré rico!». Es posible queel físico ruso tuviera razón y que enalgún mundo paralelo pudiera gozar deuna riqueza imposible de imaginar. Peroen este universo particular perdió y searruinó. Y tuvo que sufrir lasconsecuencias.

Qué piensan los físicos del sentido

del universo

El debate sobre el sentido de lavida se vio nuevamente sacudido por lasprovocativas declaraciones de StevenWeinberg en su libro Los primeros tresminutos del universo. Escribe: «Cuantomás comprensible parece el universo,también parece más inútil. [...] Elesfuerzo por entender el universo es unade las pocas cosas que eleva la vidahumana un poco por encima del nivel dela farsa y le confiere parte de laelegancia de una tragedia»[15]. Weinbergha confesado que de todas las frases queha escrito, ésta es la que ha suscitado

una respuesta más ardiente. Másadelante creó otra controversia con sucomentario: «Con o sin religión, lasbuenas personas pueden comportarsebien y las malas personas pueden hacermaldades; pero para que las buenaspersonas hagan maldades... se necesitala religión»[16].

Parece que Weinberg obtiene uncierto deleite al causar revuelomofándose de los que intuyen un sentidocósmico del universo. «Durante muchosaños he ignorado alegremente losasuntos filosóficos»[17], confiesa. ComoShakespeare, cree que todo el mundo esun escenario, «pero la tragedia no estáen el guión; la tragedia es que no hayguión»[18].

Weinberg refleja las palabras delbiólogo de Oxford Richard Dawkins,que proclama: «En un universo defuerzas físicas ciegas [...] algunossaldrán heridos y otros tendrán suerte, yno se encontrará ni pies ni cabeza enello, ni justicia. El universo queobservamos tiene precisamente laspropiedades que debemos esperar si, enel fondo, no hay diseño, no haypropósito, no hay mal ni bien, nada másque una indiferencia ciega eimplacable»[19].

En esencia, Weinberg plantea undesafío. Si la gente cree que el universotiene un objetivo, ¿cuál es? Cuando losastrónomos observan la vastedad delcosmos, con estrellas gigantes mucho

más grandes que nuestro Sol que nacen ymueren en un universo que se ha idoexpandiendo explosivamente durantemiles de millones de años, es difícil vercómo todo esto habría podido serdispuesto precisamente para dar unpropósito a la humanidad que vive en unpequeño planeta que gira alrededor deuna estrella insignificante.

Aunque estas declaraciones hangenerado mucha discusión, muy pocoscientíficos se han manifestado en contra.Sin embargo, es interesante destacarque, cuando Alan Lightman y RobertaBrawer entrevistaron a una serie decosmólogos prominentes parapreguntarles si estaban de acuerdo conWeinberg, sólo un puñado dijo aceptar

su valoración más bien sombría deluniverso. Una científica que manifestóestar firmemente alIado de Weinberg fueSandra Faber, del Observatorio Lick yla Universidad de California en SantaCruz, que dijo: «No creo que la Tierrafuese creada para la gente. Fue unplaneta creado por procesos naturales,y, como parte de la continuación futurade estos procesos naturales, aparecieronla vida y la vida inteligente.Exactamente de la misma manera, piensoque el universo fue creado a partir dealgún proceso natural y que nuestraaparición en él fue un resultadototalmente natural de las leyes físicas ennuestra porción concreta de universo. Supregunta implica si hay algún poder que

tiene un propósito más allá de laexistencia humana. Yo no lo creo. Portanto, diría que en definitiva estoy deacuerdo con Weinberg cuando dice quees totalmente inútil desde la perspectivahumana»[20].

Pero un sector mucho más ampliode cosmólogos pensaba que Weinbergse equivocaba, que el universo tenía unautilidad, aunque ellos no pudiesenexpresarla.

Margaret Geller, profesora de laUniversidad de Harvard, dijo:«Sospecho que mi opinión de la vida esque uno la vive y que es corta. Loimportante es tener una experiencia lomás rica posible. Esto es lo que intentohacer yo. Intento hacer algo creativo.

Intento educar a la gente»[21].Y un puñado de ellos veía el

sentido del universo en el estupendotrabajo de Dios. Don Page, de laUniversidad de Alberta, antiguodiscípulo de Stephen Hawking, dijo:«Sí, yo diría que definitivamente hay unpropósito. No sé cuáles son todos lospropósitos, pero creo que uno de elloses que Dios creó al hombre para quetuviera comunión con Dios. Unpropósito superior quizá fuera que lacreación de Dios glorificara a Dios»[22].Ve la obra de Dios en las reglasabstractas de la física cuántica: «Encierto sentido, las leyes físicas parecenser análogas a la gramática y a la lenguaque Dios eligió utilizar»[23].

Charles Misner, de la Universidadde Maryland, uno de los pioneros en elanálisis de la teoría de la relatividad deEinstein, encuentra un terreno común conPage: «Mi sentimiento es que en lareligión hay cosas muy serias, como laexistencia de Dios y la hermandad delhombre, que son verdades serias que undía aprenderemos a apreciar quizás enuna lengua diferente a una escaladiferente. [...] Así, creo que aquí hayverdades reales, y en este sentido lamajestad del universo es significativa ydebemos honor y respeto a suCreador»[24].

La cuestión del Creador plantea lapregunta: ¿puede la ciencia decir algosobre la existencia de Dios? El teólogo

Paul Tillich dijo en una ocasión que losfísicos son los únicos científicos quepueden decir la palabra «Dios» sinruborizarse[25]. Ciertamente, los físicosse encuentran solos entre los científicosa la hora de abordar las grandescuestiones de la humanidad: ¿hay ungran diseño? Y, si es así, ¿hay undiseñador? ¿Cuál es el verdaderocamino a la verdad, la razón o larevelación?

La teoría de cuerdas nos permitever las partículas subatómicas comonotas en una cuerda vibrante; las leyesde la química corresponden a lasmelodías que pueden tocarse en estascuerdas; las leyes de la físicacorresponden a las leyes de la armonía

que gobiernan estas cuerdas; el universoes una sinfonía de cuerdas; y la mente deDios puede verse como música cósmicavibrante a través del hiperespacio. Siesta analogía es válida, uno debeformularse la siguiente pregunta: ¿hay uncompositor? ¿Diseñó alguien la teoríapara permitir la riqueza de universosposibles que vemos en la teoría decuerdas? Si el universo es como un relojfinamente ajustado, ¿hay un relojero?

En este sentido, la teoría decuerdas arroja cierta luz sobre lacuestión: ¿tuvo Dios elección? Siempreque Einstein creaba sus teoríascósmicas, se formulaba la pregunta:¿como habría diseñado yo el universo?Tenía inclinación a pensar que quizá

Dios no tuvo elección en el asunto. Lateoría de cuerdas parece reivindicar estaaproximación. Cuando combinamos larelatividad con la teoría cuántica,encontramos teorías que están repletasde defectos ocultos pero fatales:divergencias que estallan y anomalíasque malogran las simetrías de la teoría.Sólo incorporando simetrías potentespueden eliminarse estas divergencias yanomalías, y la teoría M posee la máspoderosa de estas simetrías. Quizá deeste modo podría haber una teoríasingular, única, que obedeciese todoslos postulados que pedimos a una teoría.

Einstein, que a menudo escribiólargo y tendido sobre el Viejo, fuepreguntado sobre la existencia de Dios.

Para él, había dos tipos de dioses. Elprimero era el dios personal, el querespondía a las plegarias, el dios deAbraham, Isaac y Moisés, el dios quedivide las aguas y hace milagros. Sinembargo, no es el dios en quien creennecesariamente la mayoría decientíficos.

Einstein escribió una vez que élcreía en el «Dios de Spinoza, que serevela a sí mismo en la armoníaordenada de lo que existe, no en un Diosque se preocupa por el destino y lasacciones de los seres humanos»[26]. ElDios de Spinoza y Einstein es el dios dela armonía, el dios de la razón y lalógica. Einstein escribe: «No puedoimaginar un Dios que recompense y

castigue a los objetos de su creación.[...] Tampoco puedo creer que elindividuo sobreviva a la muerte de sucuerpo»[27].

(En el Infierno de Dante, el PrimerCírculo cerca de la entrada del Infiernoestá poblado por gente de buenavoluntad y temperamento que no llegó aabrazar plenamente a Jesucristo. En elPrimer Círculo, Dante encontró a Platóny Aristóteles y otros grandes pensadoresy lumbreras. Como señaló el físicoWilczek: «Sospechamos que muchos,quizá la mayoría, de los científicosmodernos encontrarán su camino alPrimer Círculo»)[28] Mark Twaintambién podría encontrarse en estePrimer Círculo ilustre. Twain definió

una vez la fe como «creer en lo quecualquier idiota sabe que no esverdad»[29].)

Personalmente, desde un punto devista puramente científico, creo quequizás el argumento más fuerte a favorde la existencia del Dios de Einstein ode Spinoza procede de la teleología. Sila teoría de cuerdas se confirma por finexperimentalmente como la teoría deltodo, debemos preguntar de dóndevienen las propias ecuaciones. Si lateoría del campo unificado es realmenteúnica, como creyó Einstein, debemospreguntarnos de dónde viene estacualidad de única. Los físicos quecreían en este Dios creen que eluniverso es tan bello y sencillo que sus

leyes definitivas no podrían ser unaccidente. El universo podría sertotalmente aleatorio o constituido porelectrones o neutrinos inertes, incapacesde crear vida, ya no digamos vidainteligente.

Si, como creo yo y algunoscientíficos, las leyes definitivas de larealidad serán descritas por una fórmulade apenas dos centímetros y medio delongitud, la pregunta es: ¿de dónde vieneesta ecuación?

Como ha dicho Martin Gardner:«¿Por qué cae la manzana? Por la ley dela gravitación. ¿Por qué la ley de lagravitación? Por determinadasecuaciones que son parte de la teoría dela relatividad. Si un día los científicos

consiguen escribir una ecuacióndefinitiva de la que puedan derivarsetodas las leyes físicas, todavíapodremos preguntarnos: "¿Por qué estaecuación?"»[30].

Crear nuestro propio significado

En última instancia, creo que lamera existencia de una única ecuaciónque pueda describir todo el universo deuna manera ordenada y armoniosaimplica un diseño de algún tipo. Sinembargo, no creo que este diseño dé unsentido personal a la humanidad. Pormuy sorprendente o elegante que sea laformulación final de la física, no elevaráel espíritu de miles de millones de

personas ni les procurará plenitudemocional. Ninguna fórmula mágicaprocedente de la cosmología y la físicaembelesará a las masas y enriquecerásus vidas espirituales.

Para mí, el significado real de lavida es que nosotros creamos nuestropropio significado. Nuestro destino eslabramos un futuro y no esperar que nossea procurado por alguna autoridadsuperior. Einstein confesó una vez queno era capaz de ofrecer consuelo a loscientos de individuos de buena fe que leescribían montones de cartassuplicándole que les revelara el sentidode la vida. Como ha dicho Alan Guth:«Está bien formularse estas preguntas,pero no debería esperarse que la

respuesta más inteligente fuera la de unfísico. Mi propio sentimiento emocionales que la vida tiene un propósito... enúltima instancia, diría que el propósitoque tiene es el que le damos y no unoque provenga de un diseño cósmico»[31].

Creo que Sigmund Freud, con todassus especulaciones sobre la parte oscurade la mente inconsciente, se acercó mása la verdad cuando dijo que lo que dasignificado y estabilidad a nuestrasmentes es el trabajo y el amor. Eltrabajo nos ayuda a encontrar un sentidode responsabilidad y propósito, un fococoncreto a nuestras labores y sueños. Eltrabajo no sólo procura disciplina yestructura a nuestras vidas, también nosproporciona un sentido de orgullo y de

logro y un marco de realización. Y elamor es un ingrediente esencial que nossitúa en el tejido de la sociedad. Sinamor, estamos perdidos, vacíos, sinraíces. Nadamos a la deriva en nuestrapropia tierra, desligados de laspreocupaciones de otros.

Más allá del trabajo y del amor,añadiría dos ingredientes que dansentido a la vida. En primer lugar,aplicar los talentos con los quenacemos. Si el destino nos ha bendecidocon diferentes capacidades y fuerzas,debemos intentar desarrollarlas almáximo y no dejar que se atrofien o sepudran. Todos conocemos individuosque no llegan a cumplir la promesa queparecían albergar en la infancia. Muchos

de ellos quedan obsesionados por laimagen de lo que podrían haber llegadoa ser. En lugar de maldecir el destino,deberíamos aceptarnos a nosotrosmismos como somos e intentar satisfacerlos sueños que entren dentro de nuestrasposibilidades.

En segundo lugar, deberíamosintentar que el mundo fuera un lugarmejor del que encontramos al llegar.Como individuos, podemos mejorar lascosas, tanto si es investigando lossecretos de la Naturaleza, limpiando elentorno o trabajando por la paz y lajusticia social, o bien nutriendo elespíritu inquisitivo y vibrante de losjóvenes siendo su mentor y guía.

Transición a la civilización de tipoI

En el segundo acto de la obra deteatro Las tres hermanas, de AntonChejov el coronel Vershinin proclama:«Dentro de un par de siglos, o dentro deun milenio, la gente vivirá de unamanera nueva, mejor. No estaremos aquípara verlo, pero para eso vivimos, paraeso trabajamos. Nosotros lo estamoscreando. Es el objetivo de nuestraexistencia. La única felicidad quepodemos conocer es trabajar con unobjetivo».

Personalmente, más quedeprimirme por la enormidad deluniverso, me entusiasma la idea de que

existan mundos totalmente nuevos cercadel nuestro. Vivimos en una época enque estamos empezando la exploracióndel cosmos con nuestras sondasespaciales y telescopios, nuestrasteorías y ecuaciones.

También me siento privilegiadopor vivir en una época en la que nuestromundo está dando tan heroicas zancadas.Somos testigos de la que quizá sea lamayor transición en la historia humana,la transición hacia una civilización detipo I, quizá la más trascendental, perotambién la más peligrosa, de la historia.

En el pasado, nuestros antecesoresvivían en un mundo duro e implacable.Durante la mayor parte de la historiahumana, la esperanza media de vida era,

en general, de apenas veinte años.Vivían con un temor constante a lasenfermedades, a merced del destino. Elexamen de los huesos de nuestrosantepasados revela que estánincreíblemente gastados, un testimoniode las pesadas cargas que acarreabandiariamente; también conservan lasmarcas de enfermedades y horriblesaccidentes. Incluso en nuestro siglo,nuestros abuelos vivieron sin elbeneficio de una sanidad moderna,antibióticos, aviones, ordenadores yotras maravillas electrónicas.

Sin embargo, nuestros nietosvivirán en el alba de la primeracivilización planetaria de la Tierra. Sino permitimos que nuestro instinto a

veces brutal de autodestrucción nosconsuma, nuestros nietos podrían viviruna época en la que la necesidad, elhambre y la enfermedad ya no acosaríannuestro destino. Por primera vez en lahistoria humana, poseemos tanto losmedios para destruir toda vida en laTierra como para alcanzar el paraíso enel planeta.

De pequeño, a menudo mepreguntaba cómo sería vivir en el futuroremoto. Hoy en día, creo que si pudieseelegir vivir en una época concreta de lahumanidad, elegiría ésta. N osencontramos en el momento másemocionante de la historia humana, en lacúspide de algunos de los mayoresdescubrimientos cósmicos y avances

tecnológicos de todos los tiempos.Estamos en plena transición histórica deobservadores pasivos de la danza de lanaturaleza a coreógrafos de esta danza,con la capacidad de manipular la vida,la materia y la inteligencia. Sinembargo, este poder imponente vaacompañado de una granresponsabilidad para asegurar que losfrutos de nuestros esfuerzos se usen consabiduría y en beneficio de lahumanidad.

La generación de humanos que viveahora es quizá la más importante queandará jamás sobre la Tierra. Adiferencia de las generacionesanteriores, tenemos en nuestras manos eldestino futuro de nuestra especie, tanto

si nos elevamos hasta cumplir nuestrapromesa como civilización de tipo Icomo si caemos en el abismo del caos,la contaminación y la guerra. Lasdecisiones que tomemos retumbarándurante todo este siglo. La manera enque resolvamos las guerras globales, laproliferación de armas nucleares y losconflictos sectarios y étnicosestablecerán o destruirán las bases deuna civilización de tipo I. Quizás elpropósito y significado de la generaciónactual es asegurar que la transición a unacivilización de tipo I sea suave.

La elección es nuestra. Éste es ellegado de la generación que viveactualmente. Éste es nuestro destino.

Glosario

agujero de gusano: Un pasadizoentre dos universos. Los matemáticoslos llaman «espacios múltiplementeconectados», espacios en los que un lazono puede encogerse en un punto. No estáclaro que uno pueda pasar por unagujero de gusano sin desestabilizarlo omorir en el intento.

agujero negro: Un objeto cuyavelocidad de escape es la velocidad dela luz. Como la velocidad de la luz es lavelocidad máxima en el universo, esosignifica que nada puede escapar a unagujero negro una vez que un objeto hacruzado el horizonte de sucesos. Los

agujeros negros pueden tenerdimensiones diversas. Los agujerosnegros galácticos latentes en el centro degalaxias y quásares pueden pesar demillones a miles de millones de masassolares. Los agujeros negros estelaresson restos de una estrella moribunda queoriginariamente quizás era hastacuarenta veces la masa de nuestro Sol.Ambos tipos de agujeros negros hansido identificados con nuestrosinstrumentos. También pueden existirminiagujeros negros, según predice lateoría, pero todavía no se han visto en ellaboratorio.

agujero negro de Kerr: Unasolución exacta de las ecuaciones deEinstein que representa un agujero negro

en rotación. El agujero negro colapsa enla singularidad de un anillo. Los objetosque caen dentro del anillo experimentansólo una fuerza finita de gravedad y, enprincipio, pueden caer a través delanillo hacia un universo paralelo. Hayun número infinito de esos universosparalelos para un agujero negro de Kerr,pero una vez uno ha entrado en uno deellos, no puede volver. Todavía no seconoce la estabilidad del agujero degusano en el centro de un agujero negrode Kerr. Hay graves problemas teóricosy prácticos cuando se intenta navegarpor un agujero negro de Kerr.

ajuste preciso: El ajuste dedeterminado parámetro a una precisiónincreíble. Los físicos no ven con buenos

ojos el ajuste preciso porque loconsideran artificial y poco natural, eintentan imponer principios físicos paraeliminar su necesidad. Por ejemplo, elajuste preciso necesario para explicarun universo plano puede basarse en lainflación, y el ajuste preciso necesariopara resolver el problema jerárquico dela teoría de la gran unificación puederesolverse utilizando la supersimetría.

antigravedad: Lo contrario de lagravedad, que sería una fuerza másrepulsiva que atractiva. En la actualidadsabemos que esta fuerza antigravedadexiste, que probablemente hizo que eluniverso se inflara al principio deltiempo y que hoy hace que el universo seacelere. Sin embargo, como esta fuerza

antigravedad es demasiado pequeñapara medirla en el laboratorio, no tieneimplicaciones prácticas. Laantigravedad también es generada pormateria negativa (que no se ha vistonunca en la naturaleza).

antimateria: Lo contrario de lamateria. La antimateria, cuya existenciafue predicha por primera vez por P. A.M. Dirac, tiene la carga contraria de lamateria ordinaria, de modo que losantiprotones tienen carga negativa y losantielectrones (positrones) tienen cargapositiva. Cuando materia y antimateriaentran en contacto, se aniquilanmutuamente. Hasta ahora, elantihidrógeno es el antiátomo máscomplejo producido en el laboratorio.

Es un misterio el motivo por el quenuestro universo está hechoprincipalmente de materia y no deantimateria. Si el big bang hubieracreado cantidades iguales de ambas, sehabrían aniquilado una a otra y nosotrosno existiríamos.

año luz: La distancia que recorrela luz en un año, aproximadamente 9,46billones de kilómetros. La estrella máscercana está a unos cuatro años luz y lagalaxia de la Vía Láctea tiene undiámetro de 100.000 años luz.

barión: Una partícula como elprotón o el neutrón, que obedece ainteracciones fuertes. Los bariones sonun tipo de hadrón (una partícula de

interacción fuerte). Ahora sabemos quela materia bariónica constituye unapequeña fracción de la materia deluniverso y es eclipsada por la materiaoscura.

big bang: La explosión original quecreó el universo expulsando a lasgalaxias en todas direcciones. Cuandose creó el universo, la temperatura eraextremadamente elevada y la densidadde la materia era enorme. El big bang,según el satélite WMAP, tuvo lugar hace13.700 millones de años. Laluminiscencia del big bang se observahoy día en la radiación de fondo demicroondas. Hay tres «pruebas»experimentales del big bang: eldesplazamiento al rojo de las galaxias,

el fondo cósmico de la radiación demicroondas y la nucleosíntesis de loselementos.

big crunch o gran implosión: Elcolapso final del universo. Si ladensidad de la materia es lo bastantegrande (Omega mayor que 1), haymateria suficiente en el universo parainvertir la expansión original y hacerque el universo vuelva a colapsar. En elinstante del big crunch, las temperaturassuben hasta el infinito.

big freeze o gran congelación: Elfin del universo cuando casi alcanza elcero absoluto. El big freezeprobablemente es el estado final denuestro universo, porque se cree que lasuma de Omega y Lambda es 1,0 y, por

tanto, el universo está en estado deinflación. No hay suficiente materia yenergía para invertir la expansiónoriginal del universo, por lo queprobablemente se expandiráeternamente.

bosón: Una partícula subatómicacon interacción gravitatoria, como elfotón o el supuesto gravitón. Losbosones se unifican con los fermionesmediante la supersimetría.

brana: Abreviación de membrana.Las branas pueden estar en cualquierdimensión hasta la undécima. Son labase de la teoría M, la principalcandidata a una teoría del todo. Siseccionamos un segmento longitudinalde una membrana de once dimensiones,

obtenemos una cuerda de décimadimensión. Una cuerda es por tanto una1-brana.

candela estándar: Una fuente deluz estandarizada que es la misma entodo el universo y permite a loscientíficos calcular distanciasastronómicas. Cuanto más débil es lacandela estándar, más lejos está. Encuanto conocemos la luminosidad de unacandela estándar, podemos calcular sudistancia. Las candelas estándar que seutilizan actualmente son las supernovasde tipo la y las variables Cefeidas.

civilizaciones de tipo I, II, III:Clasificación introducida por NikolaiKardashev para clasificar las

civilizaciones del espacio exterior apartir de la energía que generan.Corresponden a civilizaciones quepueden aprovechar el poder de todo unplaneta, una estrella o una galaxia,respectivamente. Hasta ahora, no se hanencontrado pruebas de ninguna de ellasen el espacio. Nuestra propiacivilización corresponde probablementea un tipo 0,7.

COBE: El satélite Explorador delFondo Cósmico que dio la prueba talvez más concluyente de la teoría del bigbang al medir la radiación de materiaoscura emitida por la bola de fuegooriginal. Sus resultados se han visto muymejorados por el satélite WMAP.

colisionador de átomos: Término

coloquial para designar el acelerador departículas, un mecanismo utilizado paracrear haces de energía subatómica queviajan a la velocidad de la luz. El mayoracelerador de partículas es el LHC quese está construyendo en Ginebra (Suiza).

compactificación: El proceso deenrollar o envolver dimensionesindeseadas del espacio y el tiempo.Como la teoría de cuerdas existe en unhiperespacio de diez dimensiones ynosotros vivimos en un mundo de cuatro,de algún modo tenemos que aglutinarseis de las diez dimensiones en una bolatan pequeña que ni siquiera los átomospuedan introducirse en ella.

constante de Hubble: Lavelocidad de una galaxia con

desplazamiento al rojo dividida por sudistancia. La constante de Hubble midela tasa de expansión del universo yencaja aproximadamente con la edad deluniverso. Cuanto más baja es laconstante de Hubble, más viejo es eluniverso. El satélite WMAP hacolocado la constante de Hubble a 71km/s por millón de parsecs, o 21,8 Km/spor millón de años luz, poniendo fin adécadas de controversias.

cuerda cósmica: Un resto del bigbang. Algunas teorías predicen quepueden sobrevivir algunas reliquias delbig bang en forma de cuerdas cósmicasgigantescas de las dimensiones de lasgalaxias o mayores. La colisión entredos cuerdas cósmicas puede permitir

una determinada forma de viaje en eltiempo.

curvas cerradas semitemporales:Son caminos que retroceden en eltiempo en la teoría de Einstein. No estánpermitidos en la relatividad especialpero sí en la general si hay unaconcentración lo bastante grande deenergía positiva o negativa.

decoherencia: Cuando las ondasya no están sincronizadas unas con otras.Puede usarse la decoherencia paraexplicar la paradoja del gato deSchrödinger. En la interpretación demuchos mundos, la función de onda delgato muerto y del vivo están en decoherencia una con otra y, por tanto, ya

no interaccionan, resolviendo de estemodo el problema de cómo un gatopuede estar al mismo tiempo muerto yvivo. La decoherencia explicasimplemente la paradoja del gato sinningún tipo de supuesto adicional comoel colapso de la función de onda.

densidad crítica: La densidad a laque el universo se encuentra en su puntocrítico, entre la expansión eterna y elretroceso hacia el colapso. La densidadcrítica, medida en determinadasunidades, es Omega = 1 (donde Lambda= 0), a la que el universo estáequilibrado con precisión entre dosfuturos alternativos: la gran congelacióno la gran implosión. Hoy en día, losmejores datos del satélite WMAP

indican que Omega + Lambda = 1, loque encaja con la predicción de la teoríade la inflación.

desplazamiento al azul: Elaumento de la frecuencia de la luzdebido al efecto Doppler. Si una estrellaamarilla se nos acerca, veremos su luzligeramente azulada. En el espacioexterior, las galaxias condesplazamiento al azul son raras.También puede crearse eldesplazamiento al azul encogiendo elespacio entre dos puntos por gravedad ocurvatura del espacio.

desplazamiento al rojo: Elenrojecimiento o descenso en lafrecuencia de luz desde galaxiasdistantes debido al efecto Doppler, que

indica que se alejan de nosotros. Elcorrimiento hacia el rojo también puedeproducirse mediante la expansión de unespacio vacío, como en el universo enexpansión.

detector de ondas de gravedad:Una nueva generación de mecanismosque miden pequeñas perturbacionesdebidas a las ondas de gravedadmediante rayos láser. Los detectores deondas de gravedad pueden utilizarsepara analizar la radiación emitida unatrillonésima de segundo después del bigbang. El detector de ondas de gravedadLISA, con base en el espacio, puede darincluso la primera prueba experimentalde la teoría de cuerdas o alguna otrateoría.

determinismo: La filosofía de quetodo está predeterminado, incluso elfuturo. Según la mecánica newtoniana, siconocemos la velocidad y posición detodas las partículas del universo, enprincipio podemos calcular la evoluciónde todo el universo. Sin embargo, elprincipio de incertidumbre hademostrado que el determinismo esincorrecto.

deuterio: El núcleo del hidrógenopesado, consistente en un protón y unneutrón. El deuterio del espacio exteriorfue creado principalmente por el bigbang, no por las estrellas, y suabundancia relativa permite el cálculode las primeras condiciones del bigbang. La abundancia de deuterio también

puede utilizarse para rebatir la teoríadel estado estacionario.

dimensión: Una coordenada o unparámetro mediante el cual medimos elespacio y el tiempo. Nuestro universofamiliar tiene tres dimensiones deespacio (longitud, amplitud yprofundidad) y una dimensión de tiempo.En la teoría de cuerdas y la teoría M,necesitamos diez (once) dimensionescon las que describir el universo, sólocuatro de las cuales pueden serobservadas en el laboratorio. Quizá larazón por la que no vemos esas otrasdimensiones es o bien que son espirales,o bien que nuestras vibraciones estánlimitadas a la superficie de unamembrana.

ecuación de Maxwell: Las

ecuaciones fundamentales de la luz,formuladas en primer lugar por ClerkMaxwell en la década de 1860. Estasecuaciones muestran que los camposeléctrico y magnético puedenconvertirse uno en otro. Maxwelldemostró que estos campos seconvierten uno en otro en un movimientosemejante a una onda, creando un campoelectromagnético que viaja a lavelocidad de la luz. Maxwell hizoentonces la atrevida conjetura de queaquello era luz.

efecto Casimir: Energía negativacreada por dos placas paralelas sincarga, infinitamente grandes, colocadas

una junto a otra. Las partículas virtualesfuera de las placas ejercen más presiónque las partículas virtuales dentro deellas y, por tanto, las placas se atraenuna a otra. Este efecto mínimo ha sidomedido en el laboratorio. El efectoCasimir puede utilizarse como energíapara hacer funcionar una máquina deltiempo o un agujero de gusano, si suenergía es suficientemente grande.

efecto Doppler: Cambio defrecuencia de una onda a medida que unobjeto se acerca o se aleja delobservador. Si una estrella se acerca, lafrecuencia de su luz aumenta, por lo queuna estrella amarilla apareceligeramente azulada. Si una estrella sealeja, la frecuencia de su luz disminuye,

por lo que la estrella amarilla apareceligeramente roja. Este cambio defrecuencia de la luz también puede sercreado aumentando el espacio entre dospuntos, como en el universo enexpansión. Midiendo la cantidad dedesplazamiento de la frecuencia,podemos calcular la velocidad a que sealeja una estrella.

efecto túnel: Proceso mediante elcual las partículas pueden atravesarbarreras prohibidas por la mecánicanewtoniana. El efecto túnel es la razónde la descomposición de la radiaciónalfa y es un subproducto de la teoríacuántica. El propio universo puedehaber sido creado mediante el efectotúnel. Se ha conjeturado que se podría

abrir un túnel entre universos.electrón: Una partícula subatómica

cargada negativamente que rodea elnúcleo de un átomo. El número deelectrones que rodea el núcleodetermina las propiedades químicas delátomo.

electronvoltio: Es la energía queacumula un electrón al pasar a través deun potencial de 1 voltio. Las reaccionesquímicas suelen implicar energíasmedidas en electronvoltios o menos,mientras que las reacciones nuclearespueden implicar cientos de millones deelectronvoltios. Las reacciones químicasordinarias implican la redisposición dela estructura del electrón. Lasreacciones químicas nucleares implican

la redisposición de los armazones delnúcleo. En la actualidad, nuestrosaceleradores de partículas puedengenerar partículas con energías delorden de miles de millones o billones deelectronvoltios.

enana blanca: Una estrella en susfases finales de vida, constituida porelementos como el oxígeno, litio,carbón, etcétera. Aparecen después deque una gigante roja agote sucombustible de helio y colapse. Sueletener las dimensiones de la Tierra y nopesa más de 1,4 masas solares (en otrocaso colapsarían).

energía de Planck: 1019miles demillones de electronvoltios. Podría serla escala de energía del big bang, donde

todas las fuerzas se unificaron en unaúnica superfuerza.

energía negativa: Energía convalor inferior a cero. La materia tieneenergía positiva, la gravedad tieneenergía negativa, y las dos puedenanularse en muchos modeloscosmológicos. La teoría cuánticapermite un tipo de energía negativadiferente, debido al efecto Casimir yotros efectos, que pueden utilizarse paraimpulsar un agujero de gusano. Laenergía negativa es útil para la creacióny estabilización de agujeros de gusano.

energía oscura: La energía delespacio vacío. Introducida por Einsteinen 1917 y posteriormente descartada,ahora se sabe que esta energía de la

nada es la forma dominante de materia /energía en el universo. Su origen esdesconocido, pero con el tiempo puedellevar al universo a una grancongelación. La cantidad de energíaoscura es proporcional al volumen deluniverso. Los últimos datos muestranque el 73% de la materia / energía deluniverso es energía oscura.

entropía: La medida de desorden ode caos. Según la segunda ley de latermodinámica, la entropía total en eluniverso aumenta siempre, lo quesignifica que a la larga todo tiene queagotarse. Aplicado al universo, significaque el universo tenderá a un estado demáxima entropía, como un gas uniformecerca del cero absoluto. Para invertir la

entropía en una pequeña región (comoun frigorífico), se requiere laincorporación de energía mecánica.Pero incluso para un frigorífico, laentropía total aumenta (motivo por elcual la parte posterior del frigoríficoestá caliente). Algunos creen que lasegunda ley de la termodinámica prediceen última instancia la muerte deluniverso.

escuela de Copenhague: Escuelafundada por Niels Bohr, que estableceque es necesaria una observación para«colapsar la función de onda» a fin dedeterminar la condición de un objeto.Antes de hacer una observación, unobjeto existe en todas las condicionesposibles, incluso absurdas. Dado que no

observamos simultáneamente a los gatosmuertos y vivos, Bohr tuvo quepresuponer que había un «muro» queseparaba el mundo subatómico delmundo cotidiano que observamos connuestros sentidos. Esta interpretación seha cuestionado porque separa el mundocuántico del mundo cotidianomacroscópico, aunque muchos físicoscreen ahora que el mundo macroscópicotambién debe obedecer a la teoríacuántica. Hoy en día, a través de lananotecnología, los científicos puedenmanipular los átomos individuales, porlo que sabemos que no hay un «muro»que separe a los dos mundos. Así pues,vuelve a surgir el problema del gato.

espacio múltiplemente conectado:

Un espacio en el que un lazo o bucle nopuede ser reducido continuamente a unpunto. Por ejemplo, un bucle que giraalrededor del agujero de un donut nopuede contraerse en un punto, por lo queel donut está múltiplemente conectado.Los agujeros de gusano son ejemplos deespacios múltiplemente conectados, yaque un lazo no puede contraersealrededor de la garganta de un agujerode gusano.

espacio simplemente conectado:Un espacio en el que cualquier lazopuede ser condensado continuamente enun punto. El espacio plano estásimplemente conectado, mientras que lasuperficie de un donut o un agujeronegro no lo están.

espectro: Los diferentes colores ofrecuencias que se encuentran dentro dela luz. Analizando el espectro de la luzde una estrella, puede determinarse quelas estrellas están constituidasprincipalmente por hidrógeno y helio.

espuma cuántica: Pequeñasdistorsiones semejantes a espuma deespacio-tiempo a nivel de la longitud dePlanck. Si pudiéramos observardetenidamente la estructura delespaciotiempo a la longitud de Planck,veríamos diminutas burbujas y agujerosde gusano, con un aspecto como deespuma.

estrella de neutrones: Una estrellacolapsada que consiste en una masasólida de neutrones. Suele tener de 15 a

25 kilómetros de diámetro. Cuando gira,libera energía de una manera irregular,creando un púlsar. Es el remanente deuna supernova. Si la estrella deneutrones es suficientemente grande, deunas 3 masas solares, puede colapsar enun agujero negro.

evaporación de agujero negro: Laradiación que sale de un agujero negro.Hay una probabilidad pequeña perocalculable de que la radiación se vayafiltrando suavemente hacia el exterior deun agujero negro, lo que se llama«evaporación». A la larga, desaparecerátanta parte de la energía de un agujeronegro por evaporación cuántica quedejará de existir. Esta radiación esdemasiado débil para ser observada

experimentalmente.experimento de Einstein-

Podolsky-Rosen (EPR): Unexperimento diseñado para rebatir lateoría cuántica pero que en realidaddemostró que el universo es no local. Siuna explosión envía dos fotonescoherentes en direcciones opuestas yconservan su spin, el spin de un fotónserá el contrario del otro. Así pues,midiendo un spin, automáticamentesabremos el otro, aunque la otrapartícula pueda estar en el otro lado deluniverso. De este modo, la informaciónse ha expandido más rápido que la luz.(Sin embargo, ninguna informaciónutilizable, como un mensaje, puedeenviarse de este modo.)

falso vacío: Un estado de vacío

que no es el de la menor energíaposible. El estado de falso vacío puedeser de simetría perfecta, quizás en elinstante del big bang, de modo que lasimetría se rompe cuando bajamos a unestado de energía más baja. Un estadode falso vacío es inherentementeinestable; inevitablemente, habrá unatransición hacia un vacío verdadero, quetiene menos energía. La idea del falsovacío es esencial para la teoríainflacionaria, según la cual el universoempieza en un estado de expansión deDe Sittter.

fermión: Una partícula subatómicacon spin semi-integral, como el protón,

el electrón, el neutrón y el quark. Losfermiones pueden unirse a los bosonespor supersimetría.

fotón: Una partícula o cuanto deluz. El fotón fue propuesto por primeravez por Einstein para explicar el efectofotoeléctrico, es decir, el hecho de quela luz brillante que incide sobre un metalgenere la emisión de electrones.

fuerza nuclear débil: La fuerzadentro del núcleo que hace posible ladescomposición nuclear. Esta fuerza noes lo bastante fuerte para mantener unidoel núcleo, por lo que el núcleo puededeshacerse. La fuerza débil actúa sobreleptones (electrones y neutrinos) y lallevan los bosones W y Z.

función de onda: La onda que

acompaña a toda partícula subatómica.Es la descripción matemática de la ondade probabilidad que localiza la posiciónde toda partícula. Schrödinger fue elprimero en formular las ecuaciones parala función de onda de un electrón. En lateoría cuántica, la materia se componede partículas puntuales, pero laprobabilidad de encontrar la partícula lada la función de onda. Dirac propusomás tarde una ecuación de onda queincluía la relatividad especial. Hoy endía, toda la física cuántica, incluyendola teoría de cuerdas, está formulada entérminos de estas ondas.

gravedad cuántica: Una forma degravedad que obedece al principio

cuántico. Cuando la gravedad secuantiza, aparece un paquete degravedad que se llama «gravitón».Normalmente, cuando se cuantiza lagravedad, encontramos que susfluctuaciones cuánticas son infinitas, loque hace inútil la teoría. En el presente,la teoría de cuerdas es la únicacandidata que puede eliminar estasinfinidades.

hiperespacio: Dimensionessuperiores a cuatro. La teoría de cuerdas(teoría M) predice que ha de haber diez(once) dimensiones hiperespaciales. Enel presente, no hay datos experimentalesque indiquen la existencia de estasdimensiones superiores, tal vez

demasiado pequeñas para ser medidas.

inflación caótica: Una versión dela inflación, propuesta por AndreiLinde, según la cual la inflación seproduce aleatoriamente. Eso significaque los universos pueden hacer brotarotros universos de manera continua ycaótica, creando un multiverso. Lainflación caótica es un modo de resolverel problema del fin de la inflación,porque ahora tenemos la generaciónaleatoria de universos inflados de todotipo.

física clásica: La física antes de lateoría cuántica, basada en la teoríadeterminista de Newton. La teoría de la

relatividad, como no incorpora elprincipio de la incertidumbre, formaparte de la física clásica. La físicaclásica es determinista, es decir,podemos predecir el futuro dados losmovimientos de todas las partículas enel presente.

fluctuación cuántica: Pequeñasvariaciones de la teoría clásica deNewton o Einstein, debidas al principiode incertidumbre. El propio universopudiera haber empezado como unafluctuación cuántica en la nada(hiperespacio). La fluctuación cuánticaen el big bang nos dio los gruposgalácticos de hoy. El problema con lagravedad cuántica, que ha impedido unateoría del campo unificado durante

muchas décadas, es que lasfluctuaciones cuánticas de la teoría de lagravedad son infinitas, lo que carece desentido. Hasta ahora, sólo la teoría decuerdas ha podido eliminar estasfluctuaciones cuánticas infinitas de lagravedad.

fuerza electro-magnética: Lafuerza de la electricidad y elmagnetismo. Cuando estas fuerzasvibran al unísono, crean una onda quepuede describir la radiaciónultravioleta, de radio, de rayos gamma yotras, y que obedece a las ecuaciones deMaxwell. La fuerza electromagnética esuna de las cuatro fuerzas que gobiernanel universo.

fuerza nuclear fuerte: La fuerza

que une el núcleo. Es una de las cuatrofuerzas fundamentales. Los físicosutilizan la cromodinámica cuántica paradescribir las interacciones fuertes,basadas en quarks y gluones consimetría SU(3).

fusión: El proceso de combinarprotones u otros núcleos ligeros paraformar núcleos complejos, liberandoenergía en el proceso. La fusión dehidrógeno en helio crea la energía deuna estrella de secuencia principal,como nuestro Sol. La fusión de loselementos ligeros en el big bang nos dala abundancia relativa de elementosligeros como el helio.

galaxia: Un gran conjunto de

estrellas que suele contener del orden de100 mil millones de estrellas. Haydistintas variedades, incluyendo laelíptica, la espiral (espirales normales yespirales barradas) y la irregular.Nuestra galaxia es la denominada VíaLáctea.

gigante roja: Una estrella quequema helio. Cuando una estrella comonuestro Sol agota su combustible dehidrógeno, empieza a expandirse y aformar una estrella gigante roja quequema helio. Eso significa que la Tierraacabará muriendo en el fuego cuandonuestro Sol se convierta en una giganteroja, de aquí a unos 5.000 millones deaños.

gravitón: Una supuesta partícula

subatómica que es el cuanto degravedad. El gravitón tiene spin 2. Esdemasiado pequeño para poderloobservar en el laboratorio.

GUT (Gran Teoría Unificada) :Una teoría que unifica las interaccionesdébiles, fuertes y electromagnéticas(excluyendo la gravedad). La simetríade las teorías de la GUT, como laSU(5), mezcla los quarks y los leptones.El protón no es estable en estas teorías ypuede desintegrarse en positrones. Lasteorías de la GUT son inherentementeinestables (a no ser que se les añadasupersimetría). Asimismo, carecen degravedad. (Añadir gravedad a lasteorías de la GUT las hace divergir coninfinidades.)

horizonte de sucesos: Alrededor

de un agujero negro hay una esferamágica, en el radio de Schwarzschild,que es el punto de no retorno. En otrostiempos se creyó que era unasingularidad de gravedad infinita debidoa las coordenadas inadecuadas usadaspara describirlo.

inflación: La teoría que estableceque el universo sufrió una cantidadincreíble de expansión superliminal enel instante de su nacimiento. La inflaciónpuede resolver los problemas deluniverso plano, del monopolo y delhorizonte.

interferencia: La mezcla de dos

ondas que son ligeramente diferentes enfase o frecuencia, lo cual crea una pautade interferencia característica.Analizando esta pauta, uno puededetectar pequeñas diferencias entre dosondas que sólo difieren en una cantidadextremadamente pequeña.

interferometría: El proceso deutilizar la interferencia de ondas de luzpara detectar diferencias muy pequeñasen las ondas de dos fuentes diferentes.La interferometría puede utilizarse paramedir la presencia de las ondas degravedad y otros objetos quenormalmente son difíciles de detectar.

isótopo: Un compuesto químicoque tiene el mismo número de protonesque un elemento, pero con un número de

neutrones diferente. Los isótopos tienenlas mismas propiedades químicas perodiferente peso.

Lambda: La constantecosmológica, que mide la cantidad deenergía oscura en el universo. En elpresente, los datos sostienen que Omega+ Lambda = 1, lo cual encaja con lapredicción de inflación para un universoplano. Lambda, que antes se creía queera cero, ahora se sabe que determina eldestino final del universo.

láser: Un mecanismo para generarradiación de luz coherente. «Láser» esel acrónimo de Light Amplificationthrough Stimulated Emission ofRadiation (amplificación de la luz

mediante emisión estimulada deradiación). En principio, el único límitea la energía que contiene un rayo láseres la estabilidad del material utilizado yla potencia aplicada.

lentes y anillos de Einstein: Lasdistorsiones ópticas debidas a lagravedad de la luz de las estrellas alatravesar el espacio intergaláctico. Losgrupos galácticos distantes a menudotienen aspecto de anillo. Las lentes deEinstein pueden usarse para calcularmediciones clave, incluyendo lapresencia de materia oscura e incluso elvalor de Lambda y la constante deHubble.

leptón: Una partícula interactivadébil, como el electrón y el neutrino, y

sus generaciones superiores, como elmuón. Los físicos creen que toda materiaconsiste en hadrones y leptones(partículas de interacción fuerte ydébil).

ley de Hubble: Cuanto más lejosestá una galaxia de la Tierra, más rápidose mueve. Descubierta por EdwinHubble en 1929, esta observacióncoincide con la teoría de la expansióndel universo de Einstein.

leyes de conservación: Las leyesque establecen que determinadasmagnitudes no cambian con el tiempo.Por ejemplo, la conservación de materiay energía plantea que la cantidad total demateria y energía en el universo es unaconstante.

LHC: El Gran Colisionador deHadrones, un acelerador de partículaspara crear rayos energéticos deprotones, con base en Ginebra (Suiza).Cuando finalmente se complete,colisionará partículas con energías novistas desde el big bang. Se espera queel LHC encuentre la partícula de Higgs yspartículas cuando se inaugure en 2008.

LIGO: Observatorio deInterferometría Láser de ondasgravitacionales, con base en los estadosde Washington y Louisiana. Es eldetector de ondas de gravedad másgrande del mundo y se puso enfuncionamiento en 2003.

límite de Chandrasekhar: 1,4 masassolares. Más allá de este límite, la

gravedad de una enana blanca es taninmensa que superará la presión dedegeneración del electrón y colapsará laestrella, creando una supernova. Así,todas las estrellas enanas blancas queobservamos en el universo tienen unamasa inferior a 1,4 masas solares.

LISA: La Antena Espacial porInterferometría Láser es una serie de tressatélites espaciales que utilizan rayosláser para medir las ondas de gravedad.Puede ser lo bastante sensible paraconfirmar o rebatir la teoríainflacionaria y posiblemente incluso lateoría de cuerdas, cuando se ponga enfuncionamiento en unas pocas décadas.

longitud de Planck: 10-33 cm. Es la

escala encontrada en el big bang en la que la fuerza

gravitacional era tan fuerte como las otras fuerzas. Aesta escala, el espacio-tiempo se vuelve «espumoso» yen el vacío aparecen pequeñas burbujas y agujeros degusano.

MACHO: Siglas de MassiveCompact Halo Object (objetos de halocompactos masivos). Son estrellasoscuras, planetas, asteroides y otrosobjetos oscuros difíciles de detectarmediante telescopios ópticos y quepueden constituir una porción de materiaoscura. Los últimos datos indican que elgrueso de la materia negra no esbariónico y no está constituido porMACHO.

materia exótica: Una nueva formade materia con energía negativa. Esdiferente de la antimateria, que tiene

energía positiva. La materia negativatendría antigravedad, por lo que caeríahacia arriba en lugar de hacia abajo. Siexiste, podría usarse para hacerfuncionar una máquina del tiempo. Sinembargo, no se ha encontrado en ningunaparte.

materia oscura: Materia invisibleque tiene masa pero no interacciona conla luz. La materia oscura sueleencontrarse en un gran halo alrededor delas galaxias. Supera en masa a lamateria ordinaria por un factor de 10. Lamateria oscura puede medirseindirectamente porque desvía la luz delas estrellas debido a su gravedad, demanera similar a cómo el vidrio refractala luz. La materia oscura, según los

últimos datos, constituye el 23% deltotal de material energía del universo.Según la teoría de cuerdas, la materiaoscura puede estar constituida porpartículas subatómicas, como elneutralino, que representa lasvibraciones superiores de lasupercuerda.

mecánica cuántica: La teoríacuántica completa propuesta en 1925,que reemplazó a la «vieja teoríacuántica» de Planck y Einstein. Adiferencia de la antigua teoría cuántica,que era un híbrido de antiguos conceptosclásicos y nuevas ideas cuánticas, lamecánica cuántica se basa en ecuacionesde onda y en el principio deincertidumbre, y representa una ruptura

significativa respecto a la física clásica.No se ha encontrado nunca en ellaboratorio ninguna desviación de lamecánica cuántica. Su versión másavanzada hoy en día se llama «teoría delcampo cuántico», que combina larelatividad especial y la mecánicacuántica. Sin embargo, una teoríamecánica de la gravedad totalmentecuántica es extremadamente difícil.

membrana: Una superficieextendida, en cualquier dimensión. Una0-brana es una partícula en un punto.Una 1- brana es una cuerda. Una 2-branaes una membrana. Las membranas sonuna característica esencial de la teoríaM. Las cuerdas pueden verse comomembranas con una dimensión

compactificada.modelo estándar: La teoría

cuántica más exitosa de lasinteracciones débiles, electromagnéticasy fuertes. Se basa en la simetría SU(3)de los quarks, la simetria SU(2) de loselectrones y neutrinos, y la simetría U(1)de la luz. Contiene una gran colecciónde partículas: quarks, gluones, leptones,bosones W y Z, y las partículas deHiggs. No puede ser la teoría del todoporque: (a) no contiene mención algunade la gravedad; (b) tiene diecinueveparámetros libres que han de serestablecidos a mano; y (c) presenta tresgeneraciones idénticas de quarks yleptones, lo que es redundante. Elmodelo estándar puede ser absorbido en

una teoría de la GUT y finalmente en lateoría de las cuerdas, pero actualmenteno hay prueba experimental en estesentido.

monopolo: Un solo polo demagnetismo. Habitualmente, los imanestienen un par inseparable de polos nortey sur, por lo que los monopolos no sehan visto nunca de manera concluyenteen el laboratorio. Los monopolosdeberían ser creados en cantidadescopiosas en el big bang, pero hoy noencontramos ninguno, seguramenteporque la inflación diluyó su número.

multiplicidad de Calabi-Yau: Unespacio de seis dimensiones que seencuentra cuando tomamos la teoría decuerdas de diez dimensiones y

enrollamos o compactamos seisdimensiones en una pequeña bola,dejando un espacio supersimétrico decuatro dimensiones. Los espacios deCalabi-Yau tienen múltiples conexiones,es decir, en ellos hay agujeros quepueden determinar el número degeneraciones de quarks que existen ennuestro espacio de cuatro dimensiones.Son importantes en la teoría de cuerdasporque muchas de las características deestas multiplicidades, como el númerode agujeros que tienen, puedendeterminar el número de quarks que hayen nuestro universo de cuatrodimensiones.

multiverso: Universo múltiple.Considerado al principio altamente

especulativo, hoy en día el concepto delmultiverso se considera esencial paraentender el universo antiguo. Hay variasformas de multiverso íntimamenterelacionadas. Cualquier teoría cuánticatiene un multiverso de estados cuánticos.Aplicado al universo, significa que debede haber un número infinito de universosparalelos que se han descohesionadouno de otro. La teoría de la inflaciónintroduce el multiverso para explicar elproceso de cómo empezó la inflación yluego se detuvo. La teoría de cuerdasintroduce el multiverso debido a su grannúmero de soluciones posibles. En lateoría M, estos universos puedencolisionar en realidad unos con otros.En términos filosóficos, se introduce el

multiverso para explicar el principioantrópico.

muón: Una partícula subatómicaidéntica al electrón pero con una masamucho mayor. Pertenece a la segundageneración redundante de partículasencontrada en el modelo estándar.

neutrino: Una partícula subatómicafantasmagórica y sin apenas masa. Losneutrinos reaccionan muy débilmentecon otras partículas y pueden penetrarvarios años luz de plomo sininteraccionar con nada. Se emiten engrandes cantidades desde lassupernovas. El número de neutrinos estan elevado que pueden calentar el gasque rodea a una estrella que colapsa,

creando así una explosión de supernova.neutrón: Una partícula subatómica

neutra que, junto con el protón, formalos núcleos de los átomos.

núcleo: El centro diminuto de unátomo, consistente en protones yneutrones, que tiene un diámetro deaproximadamente 10-13 cm. El número de

protones en un núcleo determina el número deelectrones en el caparazón que rodea al núcleo, que asu vez determina las propiedades químicas del átomo.

nucleosinestesis: La creación denúcleos superiores a partir delhidrógeno, que se inició en el big bang.De este modo, puede obtenerse laabundancia relativa de todos loselementos que se encuentran en lanaturaleza. Es una de las tres «pruebas»

del big bang. Los elementos superioresson cocinados en el centro de lasestrellas. Los elementos más allá delhierro son cocinados en la explosión deuna supernova.

Omega: El parámetro que mide ladensidad media de la materia en eluniverso. Si Lambda = 0 y Omega esmenos de 1, el universo se expandiráeternamente hasta la gran congelación.Si Omega es mayor que 1, hay bastantemateria para invertir la expansión en unagran implosión. Si Omega es igual a 1,el universo es plano.

onda de gravedad: Una onda degravedad, predicha por la teoría de larelatividad general de Einstein. Esta

onda ha sido indirectamente medidaobservando el envejecimiento de lospúlsares que giran uno alrededor deotro.

paradoja del abuelo: En lashistorias de viajes en el tiempo, es laparadoja que surge cuando se altera elpasado haciendo imposible el presente.Si uno se remonta en el tiempo y mata asus padres antes de nacer, su existenciase hace imposible. Esta paradoja puederesolverse o bien imponiendo unacoherencia, de modo que pueda viajarsehacia el pasado pero no puedacambiarse arbitrariamente, o bienimaginando universos paralelos.

paradoja del gato de

Schrödinger: La paradoja que plantea siun gato puede estar muerto y vivo almismo tiempo. Según la teoría cuántica,un gato en una caja puede estar muerto yvivo simultáneamente, al menos hastaque realicemos una observación, lo cualparece absurdo. Tenemos que añadir lafunción de onda de un gato en todos losestados posibles (muerto, vivo,corriendo, durmiendo, comiendo,etcétera) hasta que se haga unamedición. Hay dos maneras principalesde resolver la paradoja: o bienpartiendo de la base de que el estadoconsciente determina la existencia, obien suponiendo un número infinito demundos paralelos.

paradoja de Olbers: La paradoja

que pregunta por qué el cielo de nochees negro. Si el universo es infinito yuniforme, deberíamos recibir luz de unnúmero infinito de estrellas y, por tanto,el cielo debería ser blanco, lo quecontradice la observación. Estaparadoja se explica por el big bang y eltiempo de vida finito de las estrellas. Elbig bang pone un límite a la llegada dela luz a nuestros ojos desde el espacioprofundo.

partículas virtuales: Partículasque entran y salen en bredel vacíovelozmente. Violan las leyes conocidasde la conservación pero sólo durante unbreve periodo de tiempo, mediante elprincipio de incertidumbre. Las leyes deconservación funcionan entonces como

media en el vacío. Las partículasvirtuales pueden convertirse a veces enpartículas reales si se añade suficienteenergía al vacío. A escala microscópica,estas partículas virtuales pueden incluiragujeros de gusano y universos reciénnacidos.

planeta extrasolar: Un planeta queorbita alrededor de una estrella distintade la nuestra. Se han detectado más decien de estos planetas, a un ritmoaproximado de dos por mes. La mayoríade ellos, desgraciadamente, son comoJúpiter y no son favorables a la creaciónde vida. En pocas décadas se enviaránsatélites al espacio exterior paraidentificar planetas extrasolares como laTierra.

potencias de diez: Anotaciónmanual utilizada por los científicos paraexpresar números muy grandes o muypequeños. Así, 10?significa 1 seguidode n ceros. Mil es, por tanto, 10¹.También, 10-nsignifica el inverso de10?, es decir, 0,0... 001, donde hay n-1ceros. Una milésima es, por tanto, 10-3o,0,001.

presión por degeneración deelectrones: En una estrella moribunda,es la fuerza repulsiva que impide quelos electrones o neutrones colapsencompletamente. En el caso de una enanablanca, eso significa que su gravedadpuede superar esta fuerza si su masa essuperior a 1,4 masas solares. Es unafuerza causada por el principio de

exclusión de Pauli, que establece quedos electrones no pueden ocuparexactamente el mismo estado cuántico.Si la gravedad es lo bastante grandepara superar esta fuerza en una enanablanca, se colapsará y despuésexplotará.

principio antrópico: El principioque propugna que las constantes de lanaturaleza están ajustadas para permitirla vida y la inteligencia. El principioantrópico fuerte concluye que senecesita una inteligencia de algún tipopara ajustar las constantes físicas demodo que permitan la inteligencia. Elprincipio antrópico débil establecesimplemente que las constantes de lanaturaleza deben ajustarse para permitir

la inteligencia (de otro modo noexistiría), pero deja abierta la cuestiónde qué o quién hizo el ajuste.Experimentalmente, vemos que, enrealidad, las constantes de la naturalezaparecen estar bien ajustadas parapermitir la vida e incluso la conciencia.Mientras algunos creen que esto es laseñal de un creador cósmico, otroscreen que es una señal del multiverso.

principio de incertidumbre: Elprincipio que establece que no puedeconocerse la localización y velocidadde una partícula con precisión infinita.La incertidumbre de la posición de unapartícula, multiplicada por laincertidumbre de su momento, debe sermayor que o igual a la constante de

Planck dividida por 2?. El principio deincertidumbre es el componente másesencial de la teoría cuántica e introducela probabilidad en el universo. A travésde la nanotecnología, los físicos puedenmanipular los átomos individuales avoluntad y, de este modo, comprobar enel laboratorio el principio deincertidumbre.

problema de la jerarquía: Mezclaproblemática que se produce entre lafísica de baja energía y la física de lalongitud de Planck en las teorías GUT,haciendo que resulten inútiles. Elproblema de la jerarquía puederesolverse incorporando lasupersimetría.

problema del horizonte: El

misterio de por qué el universo es tanuniforme miremos hacia dónde miremos.Incluso las regiones del cielo nocturnoen lados opuestos del horizonte sonuniformes, lo que es extraño porquepodrían no haber tenido contactotérmico al principio del tiempo (puestoque la luz tiene una velocidad finita). Elproblema puede explicarse si el bigbang tomó un pequeño pedazo uniformey luego lo infló hasta el universo delpresente.

problema del universo plano: Elajuste preciso necesario para obtener ununiverso plano. A fin de que Omega seaaproximadamente igual a 1, tiene quehaber un ajuste de una precisiónincreíble en el instante del big bang. Los

experimentos actuales demuestran que eluniverso es plano, por lo que o bien fueajustado con precisión en el big bang, obien el universo se infló y eso lo aplanó.

protón: Partícula subatómicacargada positivamente que, junto con losneutrones, forma los núcleos de losátomos. Son estables, pero la teoríaGUT predice que puedendescomponerse durante un largo periodode tiempo.

puente de Einstein-Rosen: Unagujero de gusano formado por la uniónde dos soluciones de agujero negro.Originariamente, la solución tenía comoobjetivo representar una partículasubatómica, como el electrón, en lateoría del campo unificado de Einstein.

Desde entonces, se ha utilizado paradescribir el espacio-tiempo cerca delcentro de un agujero negro.

púlsar: Una estrella de neutronesgiratoria. Como es irregular, parece unfaro giratorio y tiene el aspecto de unaestrella intermitente.

quark: Una partícula subatómicaque compone el protón y el neutrón. Tresquarks forman un protón o neutrón, y unpar de quark y antiquark forman unmesón. Los quarks, a su vez, formanparte del modelo estándar.

quásar: Objeto casi estelar. Songalaxias inmensas formadas pocodespués del big bang. Tienen grandesagujeros negros en el centro. El hecho

de que no veamos quásares hoy en díacontribuyó a rebatir la teoría del estadoestacionario, según la cual el universode hoyes similar al de hace miles demillones de años.

radiación coherente: Radiaciónque está sincronizada con ella misma.Puede hacerse que la radiacióncoherente, como la que se encuentra enun rayo láser, interfiera consigo mismaproduciendo unas pautas de interferenciaque pueden detectar pequeñasdesviaciones de movimiento o posición.Es útil en los interferómetros y losdetectores de ondas de gravedad.

radiación de cuerpo negro: Laradiación emitida por un objeto caliente

en equilibrio térmico con su entorno. Sitenemos un objeto hueco (un cuerponegro), lo calentamos, esperamos a quealcance el equilibrio térmico yperforamos en él un pequeño agujero, laradiación emitida por el agujero seráradiación de cuerpo negro. Tanto el Solcomo un badil caliente y el magmalíquido emiten aproximadamente unaradiación de cuerpo negro. La radiacióntiene una frecuencia específica que esfácilmente medible mediante unespectrómetro. La radiación de fondo demicroondas que llena el universoobedece a esta fórmula de radiación decuerpo negro, dando así una pruebaconcreta del big bang.

radiación del fondo cósmico de

microondas: La radiación residualdejada por el big bang que todavíacircula por el universo y que predijo porprimera vez en 1948 George Gamow ysu grupo. La temperatura es de 2,70 K(es decir, 2,7 grados por encima delcero absoluto). Su descubrimiento porparte de Penzias y Wilson brindó la«prueba» más convincente del big bang.Hoy en día, los científicos midendesviaciones diminutas dentro de estaradiación de fondo para encontrarpruebas de la teoría de la inflación uotras.

radiación de Hawking: Laradiación que se evapora lentamente deun agujero negro. Esta radiación tieneforma de radiación de cuerpo negro, con

una temperatura específica, y se debe alhecho de que las partículas cuánticaspueden penetrar en el campogravitacional que rodea a un agujeronegro.

radiación de infrarrojos:Radiación de calor o radiaciónelectromagnética situada a unafrecuencia ligeramente por debajo de lade la luz visible.

radio de Schwarzschild: El radiodel horizonte de sucesos, o el punto deno retorno de un agujero negro. Para elSol, el radio de Schwarzschild esaproximadamente de tres kilómetros.Una vez la estrella se comprime dentrode su horizonte de sucesos, colapsa enun agujero negro.

relatividad: Las teorías especial ygeneral de Einstein. La primera teoríaestá relacionada con la luz y el espacio-tiempo plano de cuatro dimensiones. Sebasa en el principio de que la velocidadde la luz es constante en todos losmarcos inerciales. La segunda teoríatrata de la gravedad y el espaciocurvado. Se basa en el principio de quelos marcos en gravitación y aceleraciónson indistinguibles. La combinación dela relatividad con la teoría cuánticarepresenta la suma total de todo elconocimiento físico.

relatividad especial: La teoría de1905 de Einstein basada en laconstancia de la velocidad de la luz.Entre sus consecuencias: el tiempo se

reduce, la masa aumenta y las distanciasse encogen cuanto más rápido se mueveuno. Además, la materia y la energíaestán relacionadas mediante E = mc².Una consecuencia de la relatividadespecial es la bomba atómica.

relatividad general: Teoría de lagravedad de Einstein. En lugar detratarse de una fuerza, en la teoría deEinstein la gravedad queda reducida aun subproducto de la geometría, demodo que la curvatura espacio-tiempoproduce la ilusión de que hay una fuerzade atracción llamada gravedad. Se haverificado experimentalmente con unaprecisión superior al 99,7% y predice laexistencia de agujeros negros y deluniverso en expansión. Sin embargo, la

teoría se viene abajo en el centro de unagujero negro o en el instante de lacreación, donde sus prediccionespierden sentido. Para explicar estosfenómenos, debe recurrirse a la teoríacuántica.

ruptura de simetría: La violaciónde una simetría encontrada en la teoríacuántica. Se cree que el universo teníauna simetría perfecta antes del big bang.Desde entonces, el universo se haenfriado y ha envejecido y, por tanto, lascuatro fuerzas fundamentales y sussimetrías se han deteriorado. Hoy endía, el universo está horriblemente roto,con todas las fuerzas separadas unas deotras.

salto cuántico: Un cambio súbitoen el estado de un objeto que no podríaproducirse clásicamente. Los electronesdentro de un átomo realizan saltoscuánticos entre órbitas, liberando oabsorbiendo luz en el proceso. Eluniverso podría haber dado un saltocuántico de la nada al universo quetenemos hoy en día.

simetría: Una remodelación oredisposición de un objeto que lo dejasin variación o idéntico. Los cristales denieve, sometidos a una rotación de unmúltiplo de 60°, no tienen variación.Los círculos no sufren variación bajorotación del ángulo que sea. El modeloquark permanece sin variación bajo unaredistribución de los tres quarks, dando

una simetría de SU(3). Las cuerdas novarían bajo la supersimetría ni bajo lasdeformaciones conformales de susuperficie. La simetría es crucial en lafísica porque ayuda a eliminar muchasde las divergencias encontradas en lateoría cuántica.

singularidad: Un estado degravedad infinita. En la relatividadgeneral, se predice la existencia desingularidades en el centro de losagujeros negros y en el instante de lacreación, bajo condiciones muygenerales. Se cree que representan unaruptura de la relatividad general, queobliga a introducir una teoría cuánticade la gravedad.

supernova: Una estrella en

explosión. Son tan energéticas que aveces pueden eclipsar a una galaxia.Hay varios tipos de supernovas, de losque el más interesante es el tipo la. Sepueden utilizar como candelas estándarpara medir las distancias galácticas. Lassupernovas de tipo la se forman cuandouna estrella blanca enana envejecidaroba materia de su compañera ysobrepasa el límite de Chandrasekhar, locual provoca su colapso y posteriorexplosión.

supernova de tipo 1a: Unasupernova que a menudo se usa comocandela estándar. Esta supernova tienelugar en un sistema de doble estrella, enel que una estrella blanca enana sorbelentamente materia de su estrella

compañera, sobrepasando el límite deChandrasekhar de 1,4 masas solares yexplotando.

supersimetría: La simetría queintercambian fermiones y bosones. Estasimetría resuelve el problema dejerarquía y también ayuda a eliminar lasdivergencias que quedan dentro de lateoría de las supercuerdas. Significa quetodas las partículas del modelo estándartienen que tener sus partículascorrespondientes, llamadas«spartículas», que hasta el momento nohan sido observadas en el laboratorio.La supersimetría en principio puedeunificar todas las partículas del universoen un solo objeto.

teoría del campo unificado: Lateoría buscada por Einstein queunificaría todas las fuerzas de lanaturaleza en una sola teoría coherente.Hoy en día el principal candidato de lateoría es la de cuerdas o la teoría M.Einstein creía en un principio que estateoría del campo unificado podríaincluir tanto la relatividad como lateoría cuántica en una teoría superiorque no requeriría probabilidades. Sinembargo, la teoría de cuerdas es unateoría cuántica y, por tanto, introduceprobabilidades.

teoría de Kaluza-Klein: La teoríade Einstein formulada en cincodimensiones. Cuando se reduce a cuatrodimensiones, encontramos la teoría

habitual de Einstein asociada a la teoríade la luz de Maxwell. Así, ésta fue laprimera unificación no trivial de luz congravitación. Hoy, la teoría de Kaluza-Klein está incorporada a la teoría decuerdas.

teoría de la cuerda heterótica: Lateoría de la cuerda más realistafísicamente. Su grupo de simetría esE(8) x E(8), que es lo bastante grandecomo para incorporar la simetría delmodelo estándar. Mediante la teoría M,puede demostrarse que la cuerdaheterótica es equivalente a las otrascuatro teorías de cuerdas.

teoría de la perturbación: Elproceso mediante el cual los físicosresuelven teorías cuánticas acumulando

un número infinito de pequeñascorrecciones. Casi todo el trabajo en lateoría de cuerdas se hace a través de lateoría de la perturbación de las cuerdas,pero algunos de los problemas másinteresantes están fuera del alcance de lateoría de la perturbación, como la roturade la supersimetría. Así, necesitamosmétodos que no sean de perturbaciónpara resolver la teoría de cuerdas,métodos que en el momento presente noexisten realmente de ningún modosistemático.

teoría de cuerdas: La teoríabasada en pequeñas cuerdas vibratorias,en la que cada modo de vibracióncorresponde a una partícula subatómica.Es la única teoría que puede combinar la

gravedad con la teoría cuántica,convirtiéndola en la candidata principalpara una teoría del todo. Sólo esmatemáticamente coherente en diezdimensiones. Su última versión es lallamada teoría M, que se define en oncedimensiones.

teoría del estado estacionario: Lateoría que establece que el universo notuvo un comienzo, sino que generaconstantemente nueva materia a medidaque se expande, manteniendo la mismadensidad. Esta teoría ha quedadodesacreditada por varias razones, siendouna de ellas el descubrimiento de laradiación de fondo de microondas.Además, se encontró que los quásares ylas galaxias tienen distintas fases

evolutivas.telescopio de rayos X Chandra:

Telescopio de rayos X en el espacioexterior que observa emisiones de rayosX en los cielos, como los emitidos porun agujero negro o una estrella deneutrones.

teoría cuántica: La teoría de lafísica subatómica. Es una de las teoríasmás exitosas de todos los tiempos. Lateoría cuántica y la teoría de larelatividad agrupan todo elconocimiento físico a un nivelfundamental. En líneas generales, lateoría cuántica se basa en tresprincipios: (1) la energía se encuentraen paquetes discretos llamados«cuantos»; (2) la materia se basa en

partículas puntuales, pero laprobabilidad de encontrarlas la da unaonda que obedece a la ecuación deondas de Schrödinger; (3) se necesitauna medición para colapsar la onda ydeterminar el estado final de un objeto.Los postulados de la teoría cuántica sonel inverso de los postulados de larelatividad general, que es deterministay se basa en superficies lisas. Combinarla relatividad y la teoría cuántica es unode los mayores problemas con los quese enfrenta la física en la actualidad.

teoría de muchos mundos: Lateoría cuántica que establece que todoslos universos cuánticos posibles puedenexistir simultáneamente. Resuelve elproblema del gato de Schrödinger

estableciendo que el universo se divideen cada coyuntura cuántica y, por tanto,el gato está vivo en un universo y muertoen otro. Recientemente, un número cadavez mayor de físicos ha expresado suapoyo a la teoría de muchos mundos.

teoría M: La versión más avanzadade la teoría de cuerdas. La teoría Mexiste en un hiperespacio de oncedimensiones, donde pueden existir dos-branas y cinco-branas. La teoría Mpuede ser reducida de cinco maneras adiez dimensiones, dándonos así lascinco teorías de supercuerdasconocidas, que ahora se ha revelado queson la misma teoría. Las ecuacionescompletas de la teoría M son totalmentedesconocidas.

termodinámica: La física delcalor. Hay tres leyes de latermodinámica: (1) la cantidad total demateria y energía se conserva, (2) laentropía total siempre aumenta y (3) nopuede alcanzarse el cero absoluto. Latermodinámica es esencial para entendercómo podría morir el universo.

universo de De Sitter: Unasolución cosmológica de las ecuacionesde Einstein que se expandeexponencialmente. El término dominantees una constante cosmológica que creaesta expansión exponencial. Se cree queel universo estaba en una fase de DeSitter durante la inflación y que havuelto lentamente a una fase de De Sitter

durante los últimos siete mil millones deaños, creando un universo enaceleración. Se desconoce el origen deesta expansión de De Sitter.

universo de Friedmann: Lasolución cosmológica más general de lasecuaciones de Einstein basada en ununiverso uniforme, isotrópico yhomogéneo. Se trata de una solucióndinámica, en la que el universo puedeexpandirse hacia una gran congelación,colapsar en una gran implosión oinflarse eternamente, dependiendo delvalor de Omega y Lambda.

vacío: Espacio vacío. Pero elespacio vacÍo, según la teoría cuántica,está repleto de partículas subatómicas

virtuales que duran sólo una fracción desegundo. El término también se utilizapara describir la energía más baja de unsistema. Se cree que el universo pasó deun estado de falso vacío al verdaderovacío de hoy.

variable Cefeida: Una estrellacuya luminosidad varía rítmicamente aun ritmo concreto calculable y, portanto, sirve como indicador de distanciaen mediciones astronómicas. Lasvariables Cefeidas ayudaron a Hubblede manera decisiva a calcular ladistancia a las galaxias.

zona de Goldilocks: La estrechabanda de parámetros en la que la vidainteligente es posible. En esta banda, la

Tierra y el universo son «perfectos»para crear los productos químicosnecesarios para la vida inteligente. Sehan descubierto varias zonas deGoldilocks en las constantes físicas deluniverso, así como en las propiedadesde la Tierra.

WIMP: Partícula masiva deinteracción débil. Se conjetura que lasWIMP forman la mayor parte de lamateria oscura del universo. Elprincipal candidato para las WIMP sonlas spartÍculas predichas por la teoríade cuerdas.

Lecturasrecomendadas

Adams, Douglas. The Hitchhiker'sGuide to the Galaxy. Nueva York:Pocket Books, 1979. (Hay traducciónespañola de Benito Gómez Ibáñez: Guíadel autoestopista galáctico. Anagrama,2005.)

Adams, Fred, y Greg Laughlin. TheFive Ages of the Universe: Inside thePhysics of Eternity. Nueva York: TheFree Press, 1999.

Anderson, Poul. Tau Zero .Londres: Victor Gollancz, 1967. (Haytraducción española de Pedro Jorge

Romero: Tau cero. Ediciones B,1997.)Asimov, Isaac. The Gods

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Barrow, John D. The ArtfulUniverse. Nueva York: OxfordUniversity Press, 1995. (Citado comoBarrow 2.) (Hay traducción española deJavier García Sanz: El universo comoobra de arte. Crítica, 2007.)

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Bear, Greg. Eon. Nueva York: TomDoherty Associates Books, 1985. (Haytraducción española de Roger Vázquezde Parga: Eón. Ediciones B, 1997.)

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notes

Notas

1. Imágenes del universo reciénnacido

1 www.space.com. 11 de febrerode 2003.

2 Croswell, p. 181.3 Croswell, p. 1734 www.space.com. 11 de febrero

de 2003.5 www.space.com. 15 de enero de

2002.6 New York Times , 12 de febrero

de 2003, p. A34.7 Lemonick, p. 53.8 New York Times , 29 de octubre

de 2002, p. D4.9 Rees, p. 3.10 New York Times , 18 de febrero

de 203, p. F1.11 Rothman, Tony. Discover, julio

de 1987, p. 87.12 Hawking, p. 88.

2. El universo paradójico

1 Bell,p. l05.2 Silk, p. 9.3 Croswell, p. 8.4 Croswell, p. 6.5 Smoot, p. 28.6 Croswell, p. 10.7 New York Times , 10 de marzo de

2004, p. A1.8 New York Times , 10 de marzo de

2004, p. A1.9 Pais 2, p. 41.10 Schilpp, p. 53.11 La contracción de objetos que

avanzan a una velocidad cercana a la dela luz fue descubierta por HendrikLorentz y George Francis FitzGeraldpoco antes que Einstein, pero noentendieron este efecto. Intentaronanalizar el efecto en un marco puramentenewtoniano, partiendo de la base de quela contracción era una compresiónelectromecánica de los átomosprovocada al pasar por el «vientoespacial». El poder de las ideas deEinstein era que no sólo obtuvo toda lateoría de la relatividad especial a partirde un principio (la constancia de la

velocidad de la luz), sino que lointerpretó como un principio universalde la naturaleza que contradecía lateoría newtoniana. Así, estasdistorsiones eran propledades inherentesdel espacio-tiempo, más quedistorsiones electromecánicas de lamateria. El gran matemático francésHenri Poincaré quizá se acercó más aderivar la misma ecuación que Einstein.Pero sólo Einstein obtuvo la seriecompleta de ecuaciones y la profundaperspicacia física para enfocar elproblema.

12 Pais 2, p. 239.13 Folsing, p. 444.14 Parker, p. 126.15 Brian, p. 102.

16 Cuando el gas se expande, seenfría. En nuestra nevera, por ejemplo,una tubería conecta el interior y elexterior de la cámara. Cuando el gasentra en la nevera, se expande, lo queenfría la tubería y los alimentos. Al salirdel recinto de la nevera, la tubería secontrae y, por tanto, se calienta. Hay uncompresor electromecánico que conduceel gas a través de la tubería. Así, laparte de detrás de la nevera se calienta,mientras el interior se enfría. Lasestrellas funcionan al revés. Cuando lagravedad comprime la estrella, ésta secalienta, hasta que alcanza lastemperaturas de fusión.

3. El big bang

1 Lemonick, p. 26.2 Croswell, p. 37.3 Smoot, p. 61.4 Gamow 1, p. 14.5 Croswell, p. 39.6 Gamow 2, p. 100.7 Croswell, p. 40.8 New York Times , 29 de abril de

2003, p. F3.9 Gamow 1, p. 142.10 Croswell, p. 41.11 Croswell, p. 42.12 Croswell, p. 42.13 Croswell, p. 43.14 Croswell, pp. 45-46.15 Croswell, p. 111. Sin embargo,

la quinta y última charla de Hoyle fue la

más controvertida, porque criticó lareligión. (Hoyle dijo en una ocasión, consu brusquedad característica, que lasolución al problema de Irlanda delNorte era meter en la cárcel a todos loscuras y clérigos. «Ninguna de lasdiscusiones religiosas que he visto o heleído jamás vale la muerte de un soloniño», dijo. Croswell, p. 43.)

16 Gamow 1, p. 127.17 Croswell, p. 63.18 Croswell, pp. 63-64.19 Croswell, p. 101.20 Le produjo gran indignación

haber sido ignorado cuando concedieronel premio Nobel... Aunque Zwicky,hasta el día de su muerte, expresó suamargura porque se ignoraban sus

descubrimientos científicos, Gamowmantuvo silencio en público sobre lacuestión del Nobel, si bien en cartasprivadas expresó su gran decepción. Enlugar de quejarse, Gamow aplicó suconsiderable talento científico ycreatividad a la investigación del ADNy descifró uno de los secretos de cómola naturaleza hace aminoácidos a partirdel ADN. El premio Nobel JamesWatson reconoció su contribución alponer el nombre de Gamow en el títulode su reciente autobiografía.

21 Croswell, p. 91.2 2 Scientific American, julio de

1992, p. 17.

4. Inflación y universos paralelos

1 Cole, p. 43.2 Guth, p. 30.3 Guth, pp. 186-87.4 Guth, p. 191.5 Guth, p. 18.6 Kirschner, p. 188.7 Rees 1, p. 171.8 Croswell, p. 124.9 Rees 2, p. 100.10 Los científicos han buscado

antimateria en el universo y hanencontrado poca (excepto algunascorrientes de antimateria cerca delnúcleo de la Vía Láctea). Como lamateria y la antimateria sonprácticamente indistinguibles yobedecen a las mismas leyes de la física

y la química, es bastante difícildistinguirlas. Sin embargo, una maneraes buscar las emisiones característicasde rayos gamma de 1,02 millones deelectronvoltios. Ésta es la huella de lapresencia de antimateria porque es lamínima energía que se libera cuando unelectrón colisiona con un antielectrón.Pero, cuando exploramos el universo, novemos prueba alguna de grandescantidades de rayos gamma de 1,02millones de electronvoltios, unaindicación de que la antimateria es raraen el universo.

11 Cale, p. 190.1 2 Scientific American, junio de

2003, p. 70.13 New York Times , 23 de julio de

2002, p. F7.14 El límite de Chandrasekhar

puede ser obtenido con el siguienterazonamiento. Por un lado, la gravedadactúa para comprimir una enana blancahasta densidades increíbles, lo que haceque los electrones de la estrella seacerquen cada vez más. Por otro lado,está el principio de exclusión de Pauli,que establece que no hay dos electronesque tengan exactamente los mismosnúmeros cuánticos describiendo suestado. Esto significa que dos electronesno pueden ocupar exactamente el mismopunto con las mismas propiedades, demodo que hay una fuerza neta que separalos electrones (además de la repulsiónelectrostática). Esto significa que hay

una presión neta que empuja hacia fuera,impidiendo que los electrones seaplasten más uno contra otro. Por tanto,podemos calcular la masa de la enanablanca cuando estas dos fuerzas (una derepulsión y otra de atracción) se anulanexactamente una a otra, y éste es ellímite de Chandrasekhar de 1,4 masassolares.

En una estrella de neutrones existeun nuevo límite de Chandrasekhar deaproximadamente 3 masas solares, pueslos neutrones se repelen mutuamentedebido a esta fuerza. Si una estrella deneutrones sobrepasa un límite deChandrasekhar se colapsa en un agujeronegro.

15 Croswell, p. 204.

16 Croswell, p. 222.17 New York Times , 23 de julio de

2002, p. F7.

5. Portales dimensionales y viajesen el tiempo

1 Parker, p. 151.2 Thorne, p. 136.3 Thorne, p. 162.4 Rees 1, p. 84.5 Astronomy, julio de 1998, p. 44.6 Rees 1, p. 88.7 Nahin, p. 81.8 Nahin, p. 81.9 Fueron de los primeros que

aplicaron la mecánica cuántica a lafísica de agujeros negros. Según lateoría cuántica, hay una probabilidad

finita de que una partícula subatómicapueda atravesar el túnel y salir del tiróngravitatorio del agujero negro y de que,por tanto, emita radiación lentamente. Esun ejemplo de tunelización.

10 Thorne, p. 137.11 Nahin, p. 521.12 Nahin, p. 522.13 Nahin, p. 522.14 Gott, p. 104.15 Gott, p. 104.16 Gott, p. 110.17 Hay un conocido ejemplo de

paradoja sexual en una historia escritapor el filósofo británico JonathanHarrison y publicada en 1979 en larevi s ta Analysis. Se desafió a loslectores de la revista a que le diera un

sentido.La historia empieza con una joven,

Jocasta Jones, que un día encuentra unviejo congelador potente. Dentro delcongelador descubre a un jovencongelado vivo. Al des congelarlo,descubre que su nombre es Dum. Dum ledice que tiene un libro que describecómo construir un congelador potenteque puede conservar a los humanos ycómo construir una máquina del tiempo.Se enamoran, se casan y pronto tienen unniño, al que llaman Dee.

Años más tarde, cuando Dee se haconvertido ya en un joven, sigue lospasos de su padre y decide construir unamáquina del tiempo. Esta vez, tanto Deecomo Dum emprenden un viaje al

pasado y se llevan el libro con ellos. Sinembargo, el viaje termina trágicamente yse encuentran perdidos en el pasadodistante y sin apenas comida. Conscientede que se acerca el final, Dee hace loúnico que puede hacer para seguir vivo,que es matar a su padre y comérselo. Acontinuación, Dee decide seguir lasinstrucciones del libro y construir uncongelador potente. Para salvarse él,entra en el congelador y quedacongelado en un estado de animaciónsuspendida.

Muchos años después, JocastaJones encuentra el congelador y decidedescongelar a Dee. Para disimular, Deese hace llamar Dum. Se enamoran,después tienen un hijo al que llaman

Dee... y el ciclo continúa.La reacción al desafío de Harrison

provocó una docena de respuestas. Unlector decía que era «una historia tanextravagante en sus implicaciones quepodía considerarse como un reductio adabsurdum de la dudosa presunciónsobre la que yace la historia: laposibilidad del viaje en el tiempo».Vale la pena señalar que la historia nocontiene una paradoja del abuelo, ya queDee hace realidad el pasado volviendoa tiempo de encontrarse con su madre.En ningún momento Dee hace nada queimposibilite el presente. (Hay unaparadoja de la información, sinembargo, ya que el libro que contiene elsecreto de la animación suspendida y el

viaje en el tiempo aparece de ningunaparte. Pero el libro en sí no es esencialpara la historia.)

Otro lector apuntó una extrañaparadoja biológica. Como la mitad delADN de un individuo procede de lamadre y la otra mitad del padre, estosignifica que Dee tenía que tener lamitad del ADN de la señora Jones y lamitad del de su padre, Dum. Sinembargo, Dee es Dum. Por tanto, Dee yDum han de tener el mismo ADN porqueson la misma persona. Pero esto esimposible ya que, según las leyes de lagenética, la mitad de los genes son de laseñora Jones. Dicho de otro modo, lashistorias de viajes en el tiempo en lasque una persona vuelve atrás en el

tiempo, encuentra a su madre y seengendra a sí mismo violan las leyes dela genética.

Podría pensarse que hay unaescapatoria para la paradoja sexual. Siuno es capaz de convertirse en su padrey en su madre, todo su ADN procede desí mismo. En «Todos ustedes, zombis»,la historia de Robert Heinlein, una chicajoven se somete a una operación decambio de sexo y vuelve atrás en eltiempo para convertirse en su propiamadre, padre, hijo e hija. Sin embargo,incluso en este cuento extraño, hay unasutil violación de las leyes de lagenética.

En «Todos ustedes, zombis», unajoven llamada Jane vive de pequeña en

un orfanato. Un día conoce a un guapoforastero y se enamora de él. Da a luz asu bebé, que es secuestradomisteriosamente. Jane tienecomplicaciones durante el parto y losmédicos se ven obligados a convertirlaen un hombre. Años después, estehombre conoce a un viajero del tiempo,que le lleva al pasado, donde conoce aJane de pequeña. Se enamoran y Jane sequeda embarazada. A continuación élsecuestra a su propio bebé y va másatrás en el pasado y deja al bebé Jane enun otfanato. Entonces Jane crece yconoce a un guapo forastero. Estahistoria casi evade la paradoja sexual.La mitad de los genes son de Janecuando era pequeña, y la otra mitad son

de Jane el guapo forastero. Sin embargo,una operación de cambio de sexo nopuede convertir el cromosoma X encromosoma Y y, por tanto, su historiatambién tiene una paradoja sexual.

18 Hawking, pp. 84-85.19 Hawking, pp. 84-85.20 En última instancia, para

resolver estas complejas cuestionesmatemáticas, uno tiene que ir a un nuevotipo de física. Por ejemplo, muchosfísicos, como Stephen Hawking y KipThorne, utilizan lo que se llama la«aproximación semiclásica», es decir,adoptan una teoría híbrida. Parten de labase de que las partículas subatómicasobedecen al principio cuántico, peropermiten que la gravedad sea plana y no

cuantizada (es decir: eliminan a losgravitones de sus cálculos). Como todaslas divergencias y anomalías vienen delos gravitones, la aproximaciónsemiclásica no cae en infinitos Sinembargo, uno puede demostrarmatemáticamente que el enfoquesemiclásico es incoherente; es decir, enúltima instancia da respuestas erróneas,por lo que no puede confiarse en losresultados de un cálculo semiclásico,especialmente en las áreas másinteresantes, como el centro de unagujero negro, la entrada a una máquinadel tiempo y el instante del big bang.Nótese que muchas de las «pruebas» queestablecen que el viaje en el tiempo noes posible o que no puede pasarse a

través del agujero negro se hicieron conun enfoque semiclásico y, por tanto, noson fiables. Ésta es la razón por la quetenemos que ir a una teoría de lagravedad cuántica como la teoría decuerdas y la teoría M.

6. Universos cuánticos paralelos

1 Bartusiak, p. 62.2 Cole, p. 68.3 Cole, p. 68.4 Brian, p. 185.5 Bernstein, p. 96.6 Weinberg 2, p. 103.7 Pais 2, p. 318.8 Barrow 1, p. 185.9 Barrow 3, p. 143.10 Greene 1, p. 111.

11 Weinberg 1, p. 85.12 Barrow 3, p. 378.13 Folsing, p. 589.14 Folsing, p. 591; Brian, p· 199.15 Folsing, p. 591.16 Kowalski, p. 156.1 7 New York Herald Tribune , 12

de septiembre de 1933.1 8 New York Times , 7 de febrero

de 2002, p. A12.19 Rees 1, p. 244.20 Crease, p. 67.21 Barrow 1, p. 458.22 Discover, junio de 2002, p. 48.23 Citado en Parallel Universes,

de la BBC-TV, 2002.24 Wilczek, pp. 128-129.25 Rees 1, p. 246.

26 Bernstein, p. 131.27 Bernstein, p. 132.2 8 National Geographic News,

www.nationalgeographic.com, 29 deenero de 2003.

7. Teoría M: la madre de todas lascuerdas

1 Nahin, p. 147.2 Wells 2, p. 20.3 Pais 2, p. 179.4 Moore, p. 432.5 Kaku 2, p. 137.6 Davies 2, p. 102.7 En principio, toda la teoría de

cuerdas podría resumirse en función denuestra teoría de campo de cuerdas. Sinembargo, la teoría no estaba en su forma

final, ya que la manifiesta invariancia deLorentz se rompió. Más tarde, Wittenpudo escribir una elegante versión de lateoría de campo de la cuerda bosónicaabierta que era covariante. Másadelante, el grupo del MIT, el de Kiotoy yo pudimos construir la teoríacovariante de cuerda bosónica cerrada(que, sin embargo, no era polinómica y,por tanto, era difícil trabajar con ella).Hoy en día, con la teoría M, el interés hapasado a las membranas, aunque no estáclaro que pueda construirse una teoríagenuina de campo de membrana.

8 Hay en realidad varias razonespor las que diez y once son los númerospreferidos en la teoría de cuerdas y lateoría M. En primer lugar, si estudiamos

las representaciones del grupo deLorentz en dimensiones cada vezsuperiores, encontramos que en generalel número de fermiones creceexponencialmente con la dimensión,mientras que el número de bosonescrece linealmente con la dimensión. Así,sólo en dimensiones inferiores podemostener una teoría supersimétrica connúmeros iguales de fermiones y bosones.Si hacemos un análisis de la teoría degrupo, encontramos un equilibrioperfecto si tenemos diez y oncedimensiones (suponiendo que tenemoscomo máximo una partícula de spin dos,no tres o superior). Así, sobre una baseteórica puramente de grupo, podemosdemostrar que diez y once son las

dimensiones preferidas.Hay otras maneras de demostrar

que diez y once son «números mágicos».Si estudiamos los diagramas de buclesuperiores, encontramos que en generalno se preserva la «unitariedad», lo cuales un desastre para la teoría. Significaque las partículas pueden aparecer ydesaparecer como por arte de magia.Encontramos que la unitariedad serestablece con la teoría de laperturbación en estas dimensiones.

También podemos demostrar queen diez y once dimensiones puedenhacerse desaparecer las partículas«fantasma». Hay partículas que norespetan las condiciones habituales delas partículas físicas.

En resumen, podemos demostrarque en estos «números mágicos»podemos preservar (a) la supersimetría,(b) la finitud de la teoría de laperturbación, (e) la unitariedad de laserie de perturbación, (d) la invarianciade Lorentz, (e) la anulación de anomalía.

9 Comunicación privada.10 Divergencias similares acosan a

cualquier teoría cuántica de la gravedad.Cuando los físicos intentan resolver unateoría compleja, a menudo utilizan la«teoría de la perturbación», la idea deresolver una teoría más simple primeroy después analizar pequeñasdesviaciones de esta teoría. Estaspequeñas desviaciones, a su vez, nosdan un número infinito de pequeños

factores de corrección de la teoríaidealizada original. Cada correcciónsuele llamarse un «diagrama Feynman»y puede describirse gráficamentemediante diagramas que representantodas las maneras posibles en que lasdistintas partículas pueden chocar unacon otra. Históricamente, a los físicosles preocupaba el hecho de que lostérminos de la teoría de la perturbaciónse hagan infinitos, lo que hace inútiltodo el programa. Sin embargo,Feynman y sus colegas descubrieron unaserie de trucos y manipulacionesingeniosas a través de las cuales podíanbarrer debajo de la alfombra estosinfinitos (por lo cual le concedieron aFeynman el premio Nobel en 1965).

El problema con la gravedadcuántica es que esta serie decorrecciones cuánticas es en realidadinfinita: cada factor de correcciónequivale a infinito, aunque utilicemos labolsa de trucos diseñada por Feynman ysus colegas. Decimos que la gravedadcuántica es «no renormalizable».

En la teoría de cuerdas, estaexpansión de la perturbación es enrealidad finita. Ésta es la razónfundamental por la que estudiamos lateoría de cuerdas para empezar.(Hablando técnicamente, no existe unaprueba absolutamente rigurosa. Sinembargo, puede mostrarse que hayinfinitas clases de diagramas finitos, yse han postulado argumentos

matemáticos no muy rigurosos quemuestran que la teoría es probablementefinita en todos los casos.) Sin embargo,la expansión de la perturbación por sísola no puede representar el universo talcomo lo conocemos, ya que la expansiónde la perturbación preserva lasupersimetría perfecta, lo que no vemosen la naturaleza. En el universo, vemosque las simetrías se rompenmiserablemente (por ejemplo, no vemosuna prueba experimental desuperpartÍculas). Por tanto, los físicosquieren una descripción «noperturbativa» de la teoría de cuerdas, loque es francamente difícil. De hecho, enla actualidad no hay una manerauniforme de calcular las correcciones no

perturbativas de una teoría de campocuántica. Hay muchos problemas paraconstruir una descripción noperturbativa. Por ejemplo, si deseamosaumentar la fuerza de las interaccionesen la teoría, significa que cada términode la teoría de la perturbación se hacemás y más grande, de modo que la teoríade la perturbación no tiene sentido. Porejemplo, la suma 1 + 2+3 + 4... no tienesentido, ya que cada termino se hacemás y más grande. La ventaja de lateoría M es que, por primera vez,podemos establecer resultados noperturbativos a través de la dualidad.Esto significa que puede demostrarseque el límite no perturbativo de unateoría de cuerdas sea equivalente a otra

teoría de cuerdas.11 Poco a poco vieron que la

solución podía ser abandonar el enfoquede parches y adoptar una teoríatotalmente nueva. La teoría de cuerdas yla teoría M representan un nuevoenfoque radical de la teoría de larelatividad. Mientras Einstein construyóla relatividad general alrededor delconcepto del espacio-tiempo curvado, lateoría de cuerdas y la teoría M seconstruyen alrededor de un objetoextendido, como una cuerda omembrana, que se mueve en un espaciosupersimétrico. En última instancia,sería posible vincular los dos enfoques,pero en el presente esto no se entiendebien.

12 Discover, agosto de 1991, p. 56.13 Barrow 2, p. 305.14 Barrow 2, p. 205.15 Barrow 2, p. 205.16 A finales de la década de 1960,

cuando los físicos empezaron a buscaruna simetría que pudiera incluir todaslas partículas de la naturaleza, lagravedad, significativamente, no fueincluida. La causa es que hay dos tiposde simetrías. Las que se encuentran en lafísica de partículas son las que barajanlas partículas entre sí. Pero también hayotro tipo de simetría, que convierte elespacio en tiempo, y estas simetrías deespacio-tiempo se asocian con lagravedad. La teoría de la gravedad sebasa no en las simetrías de intercambio

de partículas puntuales, sino en lassimetrías de rotaciones en cuatrodimensiones: el grupo de Lorentz encuatro dimensiones O(3,1).

En esta época, Sidney Coleman yJeffrey Mandula demostraron un célebreteorema que establecía que eraimposible casar las simetrías espacio-tiempo, que describen la gravedad, conlas simetrías que describen laspartículas. Este teorema que no funcionaechó una jarra de agua fría sobrecualquier intento de construir una«simetría maestra» del universo. Porejemplo, si alguien intentaba casar elgrupo SU(5) de la GUT con el grupoO(3,1) de la relatividad, encontraba unacatástrofe. Por ejemplo, las masas de las

partículas de pronto se volvíancontinuas en lugar de discretas. Esto fueuna decepción, porque significaba queuno no podía incluir inocentemente lagravedad en las otras interaccionesapelando a una simetría superior. Estosignificaba que probablemente eraimposible una teoría del campounificado.

Sin embargo, la teoría de cuerdasresuelve todos estos espinososproblemas matemáticos con la simetríamás potente encontrada jamás para lafísica de partículas: la supersimetría. Enel presente, la supersimetría es la únicamanera conocida con la que evitarelteorema de Coleman-Mandula. (Lasupersimetría explota una fisura pequeña

pero crucial en este teorema.Normalmente, cuando introducimosnúmeros como a o b, presumimos que ax b = b x a. Esto se asumía tácitamenteen el teorema de Coleman-Mandula.Pero en la supersimetría introducimos«supernúmeros», de modo que a x b = -b x a. Estos supernúmeros tienenpropiedades extrañas. Por ejemplo, si ax a = 0, entonces a puede no ser cero, locual suena absurdo con númerosordinarios. Si insertamos supernúmerosen el teorema de Coleman-Mandula, nosencontramos con que falla.)

17 En primer lugar; resuelve elproblema de la jerarquía, que condena ala teoría GUT. Cuando construimosteorías del campo unificado, se nos

presentan dos escalas de masa bastantediferentes. Algunas partículas, como elprotón, tienen masas como las que seencuentran en la vida cotidiana. Sinembargo, otras partículas son bastantemasivas y tienen energías comparables alas que se encuentran cerca del big bang,la energía de Planck. Estas dos escalasde masas han de mantenerse separadas.No obstante, cuando tomamos enconsideración las correccionescuánticas, encontramos el desastre.Debido a las fluctuaciones cuánticas,estos dos tipos de masas empiezan amezclarse, porque hay una probabilidadfinita de que una serie de partículas deluz se convierta en la otra serie departículas pesadas, y viceversa. Esto

significa que debería haber un continuode partículas con masas que varíansuavemente entre masas cotidianas y lasenormes masas que se encuentran en elbig bang, que nosotros claramente novemos en la naturaleza. Aquí es dondeinterviene la supersimetría. Uno puededemostrar que las dos escalas de energíano se mezclan en una teoríasupersimétrica. Tiene lugar un belloproceso de anulación, de modo que lasdos escalas nunca interaccionan una conotra. Las condiciones de los fermionesse anulan precisamente con lascondiciones de los bosones, dandoresultados finitos. Que sepamos, lasupersimetría puede ser la únicasolución al problema jerárquico.

Además, la supersimetría resuelveel problema planteado por primera vezpor el teorema de la década de 1960 deColemanMandula, que demostró que eraimposible combinar un grupo desimetría que actuase sobre los quarks,como SU(3), con una simetría queactuase sobre el espacio-tiempo, comoen la teoría de la relatividad de Einstein.Así, una simetría unificadora que losuniera a ambos sería imposible, según elteorema. Esto era descorazonador,porque significaba que la unificación eramatemáticamente imposible. Sinembargo, la supersimetría proporcionauna sutil escapatoria a este teorema. Esuno de los muchos avances teóricos dela supersimetría.

18 Cale, p. 174.19 Wilzcek, p. 138.20 www.edge.org, 10 de febrero

de 2003.21 www.edge.org, 10 de febrero

de 2003.22 Seife, p. 197.2 3 Astronomy, mayo de 2002, p.

34.2 4 Astronomy, mayo de 2002, p.

34.2 5 Astronomy, mayo de 2002, p.

34.2 6 Discover, febrero de 2004, p.

41.2 7 Astronomy, mayo de 2002, p.

39.2 8 Discover, febrero de 2004, p.

41.29 Greener 1, p. 343.30 Más precisamente, lo que

Maldacena demostró fue que la teoría decuerdas de tipo II, compactificada en unespacio anti-De Sitter de cincodimensiones, era dual para una «teoríade campo conformal» de cuatrodimensiones ubicada en su límite. Laesperanza original era que una versiónmodificada de esta extraña dualidadpudiera establecerse entre la teoría decuerdas y la cromo dinámica cuántica(QCD) de cuatro dimensiones, la teoríade las interacciones fuertes. Si estadualidad puede construirse,representaría un avance, porqueentonces uno podría ser capaz de

calcular las propiedades de laspartículas de interacción fuerte, como elprotón, directamente con la teoría decuerdas. Sin embargo, en el presenteesta esperanza todavía no se ha vistocolmada.

3 1 Scientific American, agosto de2003, p. 65.

32 Ibíd.33 Greene 1, p. 376.

8. ¿Un universo de diseño?

1 Brownlee y Ward, p. 222.2 Barrow 1, p. 37.3 www.sciencedaily.com. 4 de

julio de 2003.4 www.sciencedaily.com. 4 de

julio de 2003.

5 www.sciencedaily.com. 4 dejulio de 2003.

6 Page, Don. «The Importance ofthe Anthropic PrincipIe», PennsylvaniaState University, 1987.

7 Margenau, p. 52.8 Rees 2, p. 166.9 New York Times , 29 de octubre

de 2002, p. D4.10 Lightman, p. 479.11 Rees 1, p. 3.12 Rees 2, p. 56.13 Rees 2, p. 99.1 4 Discover, noviembre de 2000,

p. 68.1 5 Discover, noviembre de 2000,

p. 66.

9. En busca de los ecos de laundécima dimensión

1 Croswell, p.2 Bartusiak, p. 55.3 Este cambio tiene lugar de dos

maneras. Como los satélites cercanos ala Tierra viajan a 29.000 kilómetros porhora, domina la relatividad especial y,en el satélite, el tiempo se hace máslento. Esto significa que los relojes en elsatélite parecen ir más lentos encomparación con los de la tierra. Perocomo el satélite experimenta un campogravitatorio más débil en el espacioexterior, el tiempo también se acelera,debido a la relatividad general. Así,según la distancia a la que se encuentra

el satélite de la Tierra, los relojes delsatélite o bien irán más despacio(debido a la relatividad especial), obien más rápido (debido a la relatividadgeneral). En realidad, a cierta distanciade la Tierra, los dos efectos seequilibrarán y el reloj del satélite irá ala misma velocidad que un reloj en laTierra.

4 Newsday, 17 de septiembre de2002, p. A46.

5 Newsday, 17 de septiembre de2002, p. A47.

6 Bartusiak, p. 152.7 Bartusiak, pp. 158-159.8 Bartusiak, p. 154.9 Bartusiak, p. 158.10 Bartusiak, p. 150.

11 Bartusiak, p. 169.12 Bartusiak, p. 170.13 Bartusiak, p. 171.14 La radiación de fondo cósmico

medida por el satélite WMAP seremonta a 379.000 años después del bigbang, cuando los átomos empezaron acondensarse por primera vez después dela explosión inicial. Sin embargo, lasondas de gravedad que pueda detectarLISA se remontan a cuando la gravedadempezó a separarse de las otras fuerzas,lo que tuvo lugar cerca del instante delpropio big bang. En consecuencia,algunos físicos creen que LISA podráverificar o descartar muchas de lasteorías que se proponen hoy, incluida lateoría de cuerdas.

15 Scientific American, noviembrede 2001, p. 66.

16 Petters, pp. 7, 11.17 Scientific American, noviembre

de 2001, p. 68.18 Scientific American, noviembre

de 2001, p. 68.19 Scientific American, noviembre

de 2001, p. 69.20 Scientific American, noviembre

de 2001, p. 70.2 1 Scientific American, marzo de

2003, p. 54.2 2 Scientific American, marzo de

2003, p. 55.2 3 Scientific American, marzo de

2003, p. 59.24 www.space.com. 27 de febrero

de 2003.2 5 Scientific American, julio de

2000, p. 71.2 6 Scientific American, junio de

2003, p. 71.27 En los últimos días de sesiones

sobre el destino del SSC, un congresistapreguntó: ¿qué encontraremos con estamáquina? Por desgracia, la respuesta erael bosón de Higgs. Casi pudo oírse elsuspiro de decepción: ¿1 1 millones dedólares sólo por una partícula más? Unade las últimas preguntas fue formuladapor el diputado Harris W. Fawell (R-Ill.), que preguntó: «¿Nos ayudará estamáquina a encontrar a Dios?». Eldiputado Don Ritter (R-Penn.) añadióentonces: «Si esta máquina nos ayuda,

voy a ir adonde sea para expresar miapoyo» (Weinberg 1, p. 244).Lamentablemente, los congresistas norecibieron una respuesta contundenteque los convenciera. Como resultado deeste y otros errores de relacionespúblicas, se anuló el proyecto del SSC.El Congreso de los Estados Unidos noshabía dado mil millones de dólares paracavar el agujero para la máquina.Cuando se anuló el proyecto nos dio milmillones de dólares más para tapar elagujero. El Congreso, con su sabiduría,nos había dado dos mil millones dedólares para cavar un agujero y parallenarlo de nuevo, lo que lo convertía enel agujero más caro de la historia.

(Personalmente, creo que el pobre

físico que tuvo que responder a lapregunta sobre Dios debía haber dicho:«Honorable señor, podemos encontrar ono a Dios, pero nuestra máquina nosllevará lo más cerca que eshumanamente posible de Dios, como seaque quiera llamar a la deidad. Puederevelar el secreto de su mayor acto, lacreación del propio universo».)

28 Greener 1, p. 224.29 Greener 1, p. 225.30 Kaku 3, p. 699.

10. El final de todo

1 La ley, a su vez, significa que las

«máquinas de movimiento perpetuo» quepretenden conseguir «algo a partir denada» no son posibles con las leyes

conocidas de la física.2 Barrow 1, p. 658.3 Rees 1, p. 194.4 Rees 1, p. I98.5 www.sciencedaily.com. 28 de

mayo de 2003; Scientific American,agosto de 2003, p. 84.

6 Croswell, p. 231.7 Croswell, p. 232.8 Astronomy, noviembre de 2001,

p. 40.9 www.abcnews.com. 24 de enero

de 2003.10 Rees 1, p. 182.11 Discover, julio de 1987, p. 90.12 Scientific American, noviembre

de 1999, pp. 60-63.13 Scientific American, noviembre

de 1999, pp. 60-63.

11. Escapar del universo

1 Rees 3, p. 182.2 Esto también puede aplicarse a la

cultura de tipo I. En muchos países delTercer Mundo, una elite que habla tantoel idioma local como el inglés tambiénestá a la altura de lo último en la culturay la moda occidental. Una civilizaciónde tipo I puede ser pues bicultural, conuna cultura planetaria que se extiendepor todo el globo, coexistiendo conculturas y tradiciones locales. Así pues,una cultura planetaria no significanecesariamente la destrucción de lasculturas locales.

3 Scientific American, julio de

2000, p. 40.4 Scientific American, julio de

2000, p. 162.5 Scientific American, julio de

2000, p. 40.6 Dyson, p. 163.7 Es concebible que pueda haber

una civilización superior que la de tipoIII, que explote la potencia de la energíaoscura, que constituye el 73 % delcontenido de material energía total deluniverso. Q podría ser una civilizacióncomo la de la serie de televisión StarTrek, ya que el poder de Q abarca lasgalaxias.

8 Lightman, p. 169.9 Lightman, p. 169.10 Guth, p. 255.

11 Gott, p. 126.12 Hawking, p. 104.13 En principio, este proceso

podría hacerse manteniendo laconciencia. Al borrarse del cerebroalgunos grupos de neuronas, se crearíanredes de transistor duplicadas parareemplazarlas, ubicadas en el cráneo deun robot. Como los transistores realizanla misma función que las neuronasborradas, uno sería plenamenteconsciente durante este procedimiento.Así, después de terminar la operación,uno se encontraría en el cuerpo de unrobot de silicio y metal.

12. Más allá del multiverso

1 Kaku 2, p. 334.

2 Calaprice, p. 202.3 Calaprice, p. 213.4 Kowalski, p. 97.5 Ibíd.6 Smoot, p. 24.7 Barrow 1, p. 106.8 Kowalski, p. 49.9 Polkinghorne, p. 66.10 Kowalski, p. 19.11 Kowalski, p. 50.12 Kowalski, p. 71.13 Kowalski, p. 71.14 Chown, p. 30.15 Weinberg 3, p. 144.16 Weinberg 2, p. 231.17 Weinberg 2, p. 43.18 Weinberg 2, p. 43.19 Kowalski, p. 60.

20 Lightman, p. 340.21 Lightman, p. 377.22 Lightman, p. 409.23 Lightman, p. 409.24 Lightman, p. 248.25 Weinberg 1, p. 242.26 Weinberg1, p. 245.27 Kowalski, p. 24.28 Wilczek, p. 100.29 Kowalski, p. 168.30 Kowalski, p. 148.31 Croswell, p. 127.