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Publicado el 5 de Junio de 2006, Fuente: PHYSORG.COM
Durante de los últimos cinco años, los científicos han coincidido finalmente sobre un modelo del universo que explica (o al menos permite) todas sus caracte

Además de materia y radiación, parece que el vacío del espacio está relleno con una misteriosa "energía oscura" que empuja el universo a expandirse. Mientras que la energía oscura nos ayuda a explicar gran cantidad de cosas, también resucita un viejo problema que ya se creía enterrado – la idea de que nuestro universo es el producto de una coincidencia cósmica altamente improbable.

Durante las décadas que siguieron a la aceptación del modelo del Big Bang, los físicos y astrónomos intentaron con empeño medir la composición del universo. Según la teoría, la densidad media del universo determinaría su destino final. Un universo con demasiada poca materia se expandiría para siempre, y su densidad media caería con el tiempo hasta cero. Un universo con demasiada materia, en el otro extremo, colapsaría un día bajo su propia gravedad (el 'Big Crunch'). Sólo un valor especial, la densidad crítica, podría prevenir tanto un Big Crunch como la expansión indefinida del universo.

Aquellos con objeciones filosóficas a un universo que acaba muriendo, tenían sólo tres alternativas. Una idea era que nosotros en realidad vivíamos en un universo en estado estacionario. En este modelo, el universo se expande a un ritmo constante pero produce un átomo ocasional a partir del vacío para mantener su densidad media. Un universo en estado estacionario es infinito, y no necesita haber tenido un Big Bang en absoluto. Otra forma era tener un universo cíclico, en el que cada Big Crunch es seguido por otro Big Bang. El modelo del universo cíclico no mejoraba nuestras propias perspectivas a largo plazo, pero al menos preservaba al universo mismo de la extinción. Desafortunadamente, ninguno de estos modelos sobrevivió bajo la presión de la mejora en las observaciones astronómicas.

En la década de los 70, un modelo de Big Bang de densidad crítica era la única solución viable para un universo estable. Desafortunadamente, incluso el más generoso recuento de materia en el universo sumaba sólo aproximadamente la mitad de la densidad requerida. Los cosmólogos no tenían otra alternativa que un universo inestable, condenado a terminar en el frío y la oscuridad. Un universo que se expande para siempre no es tan malo, si los datos lo requieren; la historia futura del universo podría decepcionar a los estetas, pero un científico tan solo se encogerá de hombros y aceptará el resultado.

El modelo del Big Bang, sin embargo, todavía tenía un gran problema: Nuestro universo de baja densidad sólo podría surgir de una coincidencia altamente improbable de condiciones iniciales. Un universo en expansión es aceptable en principio, ¡pero no debería expandirse tan rápido!. Para que se formen las galaxias, las estrellas, y los planetas, la densidad media de la materia tiene que permanecer relativamente alta durante al menos unos cuantos miles de millones de años. Para satisfacer incluso esta única vaga restricción, resulta que la densidad inicial del universo tendría que haber sido muy cercana al valor crítico¹.

¿Cómo de cercana?. ¡La respuesta es algo difícil de digerir incluso para un físico desinteresado!. Una diferencia de una parte en mil billones (10¹⁵) permitiría a las galaxias formarse antes de que la expansión del universo lo empuje todo demasiado lejos para que se formen nuevas estructuras. Éste es conocido como un problema de ajuste fino: para explicar las propiedades observadas del universo bajo el modelo del Big Bang, los físicos tenían que asumir un valor muy específico para su densidad inicial.

Si el universo estuviese realmente en la densidad crítica, lo que tiene una significación física clara, el problema del ajuste fino no sería tan malo. Un universo que comienza en la densidad crítica permanece en la densidad crítica para siempre, lo que suena como una pista a alguna ley física más profunda. Se debería afirmar que un proceso físico desconocido hace de éste el único valor posible. Pero al saber que la densidad inicial fue algún otro número, los físicos tenían que admitir que cualquier densidad inicial fue posible. Aunque vivimos en un universo capaz de albergar la vida, la probabilidad de que un universo así llegase a existir aleatoriamente parecía ser infinitesimal.

El problema del ajuste fino fue resuelto con el tiempo pidiendo ideas prestadas de la teoría del campo cuántico, una rama de la física que trata de las partículas fundamentales y sus interacciones. Durante los Ochenta y los Noventa, la mayoría de los físicos estaban contentos con el modelo del Big Bang y creían que un proceso de mecánica cuántica llamado inflación empujó la densidad del universo primitivo muy cerca de su valor crítico en un breve periodo de expansión descontrolada. Durante la inflación, el universo estuvo dominado por un campo de energía no muy distinto de la energía oscura que se discute actualmente. En este escenario, la densidad inicial del universo ya no era relevante – la inflación conduciría cualquier valor inicial hacia el valor crítico en un abrir y cerrar de ojos.

En el cambio de milenio, sin embargo, esta ordenada teoría comenzó a fallar. Búsquedas a gran escala descubrieron supernovas distantes por docenas, permitiendo a los astrónomos determinar lo rápido que el universo se estaba expandiendo hace miles de millones de años. La cosmología de moda predecía que el universo se estaba ralentizando, ¡pero estas y posteriores observaciones han mostrado que la expansión en realidad se está acelerando!.

Para explicar este resultado, la constante cosmológica de Einstein tenía que ser llamada de nuevo a escena. Este parámetro corresponde a la densidad de energía de un vacío (la 'energía oscura'), y al igual que la densidad de la materia, la 'constante' cosmológica evoluciona con el universo.

El problema del ajuste fino ha regresado por tanto, en una forma diferente. La densidad inicial de la energía de vació tenía que ser muy cercana a cero en el Big Bang, o de otro modo una expansión acelerada habría separado toda la materia antes de que las estrellas pudieran formarse. La inflación no puede resolver el problema esta vez; técnicamente hablando, la constante cosmológica es en si misma una causa de la inflación.

De nuevo, los cosmólogos se encontraron debatiendo entre ellos las condiciones iniciales del universo. Una explicación común, que ha sido usada durante décadas para resolver problemas de ajuste fino, se llama el principio antrópico. En esencia, esta es la constatación de que debemos vivir en un universo que puede soportar la vida porque estamos aquí para observarlo. Esta constatación no es muy satisfactoria, sin embargo, ya que no ofrece ninguna nueva comprensión de la naturaleza del universo.

En épocas recientes, físicos como Alexander Vilenkin (Universidad de Tufts) han comenzado a sugerir que nuestro universo es sólo uno de muchos. Ellos visionan un campo eternamente en expansión de energía fundamental, burbujeante con una infinidad de universos. Cada uno tiene un Big Bang propio, estallando a la existencia cada vez que las fluctuaciones cuánticas enfrían lo suficiente el campo fundamental. Si hay un infinito número de universos, entonces es mucho menos sorprendente que algunos fueran habitables. Nuestra combinación particular de parámetros cosmológicos, sin embargo, permanece como un evento altamente improbable por derecho propio.

Los avances en la teoría de cuerdas y nuestra comprensión de espacios dimensionales más altos, han hecho posible una solución incluso más asombrosa al problema de la coincidencia. Se han propuesto modelos de mecánica cuántica para permitir que la constante cosmológica descienda desde cualquier valor inicial hasta el cero. Esos modelos, sin embargo, tienen dos problemas: primero, el proceso requiere típicamente trillones de años; y segundo, que mientras que la constante cosmológica es grande la densidad de la materia del universo cae hasta cero muy rápidamente.

¿Pero que ocurre si el universo es mucho más viejo de lo que parece?. El Profesor Paul Steinhardt (Universidad de Princeton) y Neil Turok (Universidad de Cambridge) han traído a colación una solución novedosa que da tiempo a la constante cosmológica para que descienda hasta su valor requerido. Resucitando un fantasma del universo cíclico, ellos proponen que nuestro universo es uno de los dos incrustados en el espacio de once dimensiones de la teoría de cuerdas.

Los dos universos están unidos con una atracción de tipo muelle, y por tanto pasan cada uno a través del otro (avanzando una de las dimensiones más altas) periódicamente. Cada vez que interactúan, enormes energías son liberadas y ambos universos se llenan con plasma caliente – un nuevo Big Bang. No hay Big Crunch, ya que ambos universos están constantemente expandiéndose. Un billón de años más o menos después de un Big Bang, cuando el universo está prácticamente vacío, otro Big Bang ocurre y las estrellas y galaxias pueden formarse de nuevo.

La subyacente constante cosmológica, sin embargo, no es afectada por este proceso y tiene todo el tiempo que necesita para descender a un valor pequeño. Con el tiempo las estrellas y galaxias tendrán tiempo de formarse, y lo mismo será verdad para cualquier ciclo posterior. En esta moderna versión del viejo modelo cíclico, la coincidencia se resuelve porque se requiere uno de cada pocos ciclos para que la constante cosmológica descienda. El número de ciclos productores de estrellas que siguen a ese descenso, sin embargo, es prácticamente infinito.

En cualquier caso, está claro que nuestra perspectiva ha cambiado. Un simple universo ya no es satisfactorio, dada la muy improbable naturaleza de nosotros mismos. Para explicar nuestra existencia, parece que debemos imaginar otros.

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Referencias:
Paul Steinhardt y Neil Turok, “Why the Cosmological Constant is Small and Positive”, Science 4 Mayo 2006, http://xxx.lanl.gov/astro-ph/0605173
Alexander Vilenkin, “The Vacuum Energy Crisis”, Science 4 Mayo 2006, http://xxx.lanl.gov/astro-ph/0605242
Artículos de la revista Science están también disponibles en http://www.sciencemag.org/

1 A medida que el universo se expande, su densidad disminuye. La densidad crítica es por tanto realmente una función del tiempo, y tuvo un valor mucho más alto en el universo primitivo del que tiene actualmente.

Por Ben Mathiesen, Copyright 2006 PhysOrg.com. Todos los derechos reservados. Este material no debe ser publicado, emitido, reescrito o redistribuido.

Traducción de Francisco M. Pulido Pastor

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