INFLACION EXPANSIVA

El modelo estándar del Big Bang nos indica que el Universo nació hace unos 13.800 millones de años de una singularidad cosmológica en la cual la temperatura y la densidad eran infinitamente altas. Esto es algo que la Física no lo puede aceptar con facilidad. Generalmente, para asumirlo es necesario pensar que las leyes conocidas de la Física no operaron en los instantes de la creación. Por ello, la hipótesis del Big Bang se estructura funcionalmente una vez que cae la densidad del Universo por debajo de la de Planck, que es igual a unos 10⁹⁴ g/cm³.

Ahora bien, al expandirse el Universo, se fue enfriando gradualmente. Por ello, uno de los remanentes del fuego primigenio cósmico que aún nos rodea, como es la radiación cósmica de fondo, nos indica que la temperatura del Universo ha decrecido, hasta ahora, a 2,7° K. Este fósil que llamamos radiación cósmica de fondo, se ha constituido en una de las evidencias de mayor peso para viabilizar la teoría del Big Bang como preeminente en el campo de la Cosmología, considerando, además, que esta teoría también explica la abundancia de hidrógeno, el helio y otros elementos en el Universo.

Pero cuando se estudia e investigan las aplicaciones de la teoría del Big Bang, empiezan a aflorar problemas harto complicados. Por ejemplo, la teoría estándar del Big Bang, acoplada con la teoría moderna de partículas elementales, predice la existencia de un enjambre de partículas superpesadas con cargas magnéticas que son opuesta a aquellas que tienen sólo un polo magnético. Estos monopolos magnéticos tendrían una masa del orden de 10¹⁶ la masa del protón, o aproximadamente 0,00001 mg. Por otro lado, según la teoría estándar del Big Bang, los monopolos deberían haber surgido muy temprano en la evolución del Universo y ahora deberían ser tan abundantes como los protones. Si fuera así, nuestro Universo tendría una densidad de unas 15 veces mayor que la observable, que es aproximadamente 10-29 g/ cm3.

Tanto este problema de los monopolos como otros que describiremos, generan un verdadero puzzle para los físicos, que les ha obligado a estudiar con más detención los supuestos básicos que dan origen a la teoría estándar cosmológica. Del análisis de ellos, se pueden extraer varias conclusiones que no pueden dejar satisfechos a los estudiosos del Universo. Aquí vamos a puntualizar seis que aparecen como los más relevantes. El primero de ellos, y quizás el más importante, tiene que ver con la existencia del mismo Big Bang. De por sí, es un tema cosmológico que acarrea una serie de interrogantes, como " ¿Qué hubo antes?" Si entonces el tiempo y el espacio no existían, ¿cómo pudo aparecer todo de la nada? ¿Qué surgió primero: el Universo o las leyes que determinan su evolución?. Todas estas preguntas terminan respondiéndose como producto de una singularidad, lo que representa el problema más importante de la Cosmología moderna.

Otro de los problemas al que se enfrentan los físicos, es el de la planitud del espacio. Según la Relatividad General, el espacio debería ser bastante curvo, con un radio de curvatura típica del orden de la longitud de Planck, 10^-33 cm. Sin embargo, en nuestros telescopios, el Universo aparece plano en una escala promedio de 10²⁸ cm, que corresponde al radio de la parte observable del cosmos. Este resultado de las observaciones difiere de las predicciones teóricas en una magnitud del orden de 60 veces.

El tercer punto conflictivo es también producto de una discrepancia entre la teoría y las observaciones, y tiene que ver con el tamaño del Universo. El análisis cosmológico que se ha efectuado sobre las observaciones de nuestra galaxia y las satélites, concluye que esta parte del Universo contiene al menos 10⁸⁸ partículas elementales, lo que no se compatibiliza con el tamaño estimado del Cosmos. Si se considera un Universo inicial tipo dado por la longitud y la densidad de Planck y se aplica la teoría estándar del Big Bang, es factible estimar la cantidad de partículas elementales que debería abarcar nuestro Cosmos. El resultado al cual se llega es bastante sorprendente: no más de 10 partículas elementales cabrían en todo el Universo. Otras estimaciones le asignan arbitrariamente 10²⁹. Lo concreto es que, nos guste o no nos guste, aquí hay un problema teórico por resolver.

Un cuarto problema, que preocupa a los cosmólogos, y que presenta los fundamentos teóricos del modelo estándar del Big Bang, es la predicción de la expansión uniforme y simultánea de todas las partes del Universo. ¿Cómo se pudo sincronizar en su expansión inicial las distintas partes del Cosmos? ¿Bajo el imperio de qué ley física se generó esa expansión tan precisa? ¿Alguien dio la orden?

En quinto lugar se encuentra la distribución de la materia en el universo. Las observaciones del espacio profundo distinguen una distribución notablemente uniforme. En distancias superiores a 10.000 millones de al (años luz), la distribución de la materia aparece de una homogeneidad increíble, menos de una parte en 10.000. Este fue un problema que, por mucho tiempo, nadie se podía explicar el por qué el Universo es tan homogéneo. Pero los físicos no solamente se caracterizan por ser seres humanos con muchas ideas, sino que también tienen principios. La piedra angular de la Cosmología estándar es el «principio cosmológico», que afirma que el Universo debe ser homogéneo. Sin embargo, aunque a muchos no les guste, el hecho de asumirlo como una ritualización no ayuda mucho, ya que el Universo incorpora desviaciones importantes de la homogeneidad, como son las estrellas, galaxias y otras aglomeraciones de materia. Aparece la necesidad de explicaciones satisfactorias de por qué el Universo es tan uniforme sobre grandes escalas y, al mismo tiempo, sugerir algún mecanismo convincente de cómo se generan las galaxias.

Finalmente, tenemos el problema de la singularidad. Albert Einstein interpreta magistralmente su esencia cuando dice: «Lo que realmente me interesa es si Dios tenía alguna opción en la creación del Universo» En verdad, si los cambios de las leyes física hubiese sido una constante de la naturaleza, el Universo se habría desarrollado de una manera muy distinta. Un ejemplo de ello lo constituye la teoría de las supercuerdas, que asume que en el principio el Universo tenía más de cuatro dimensiones (tres espaciales más el tiempo). Para poder compatibilizar esta teoría con el mundo físico en el cual cohabitamos, los teóricos supercuerdistas han propugnado que las dimensiones suplementarias se encontraban «compactificadas» o encogidas dentro de un diminuto ovillo cuando se inicia el Cosmos. Claro está que esa compactificación solamente es realizable bajo un marco tetradimensional. Entonces, surge la pregunta: ¿y por qué no en uno tridimensional o bidimensional?. No hay respuesta.

Tanto como para los problemas que hemos descrito, más algunos otros que no hemos mencionado, su clarificación es relevante para el trabajo de los físicos cosmólogos. Podrían quedar resueltos si finalmente los estudios e investigaciones llegan a concluir, de manera contundente, que el Universo tuvo la existencia de una época previa de evolución cósmica, llamada inflación. La característica distintiva de esa época bastante breve, pero decisiva, es que el espacio del Universo experimenta una expansión inmensa, muchísimo mayor que la subsiguiente expansión, que es mucho más lenta. La era del Universo inflacionario se extiende, quizá, desde los primeros 10^-35segundos hasta los 10^-33, bastante antes del primer nanosegundo. Resulta casi inconcebible que algo que dura tan poco y que pasa al principio mismo de la historia térmica del Universo, pueda resolver los problemas de la isotropía, el espacio plano y la ausencia de monopolos. Pero, curiosamente, la existencia de una era inflacionaria muy primitiva permite todo eso, y algo más.

La historia del descubrimiento teórico del Universo inflacionario empieza primero en Rusia y más tarde en EE.UU., con los trabajos de reconocidas personalidades científicas, quienes a través del desarrollo de las primeras hipótesis dieron la base de su fundación. En el otoño de 1979. Alexei A. Starobinsky, del Instituto Landau de física teórica en Moscú, desarrolló la primera versión viable de la teoría inflacionaria. Por entonces, el modelo de Starobinsky causó sensación entre los astrofísicos rusos, y durante dos años fue motivo de discusión en la mayoría de los encuentros de cosmólogos. Sin embargo, se trataba de un modelo bastante complicado, ya que se fundamentaba sobre la premisa de anomalías de la gravedad cuántica, pero no decía prácticamente nada sobre cómo podría haber empezado la inflación cósmica.

Paralelamente a los trabajos de Starobinsky, Alan Guth y Henry Tye, dos jóvenes físicos teóricos de la Universidad de Cornell, se pusieron a estudiar el problema de la ausencia cosmológica de los monopolos magnéticos. Guth, como muchos físicos de partículas, estaba trabajando sobre la idea de que la separación de la fuerza fuerte de la electrodébil al final de la era GUT -un proceso conocido como transición de fase- podía ser similar al cambio del agua en hielo. Su primera suposición la extrajo de una idea que ya había sido planteada en el año 1972, en el Instituto de Física de Moscú P.N. Lebedev, por los físicos rusos Andrei Linde y David A. Kirzhnits. Consistía en que la transición de fase debió tener lugar tan pronto corno el Universo se enfrió a una temperatura crítica, del mismo modo que el agua se congela generalmente a cero grados Celsius. Pero, mientras trabajaba en el problema, Guth recordó el fenómeno llamado superenfriamiento: si el agua es enfriada muy rápidamente, puede permanecer líquida muy por debajo de su temperatura normal de congelación, para luego congelarse de pronto de inmediato. Empezó a especular sobre los efectos del Universo primitivo si la transición de fase entre las fuerzas fuerte y electrodébil se producía tan sólo tras una significativa cantidad de superenfriamiento.

Cuando Guth meditaba sobre sus ideas se formuló por vez primera la pregunta clave: ¿Cómo afectaría esta fase de superenfriamiento a la evolución del Universo? Descubrió que la respuesta era que, antes del Big Bang caliente, el Universo había pasado por una fase «inflacionaria», un período en que el espacio se expandió a rapidez exponencial. En el modelo del Big Bang, el espacio del Universo también se expande, pero a un ritmo mucho más lento. Para Guth, el Universo, el superenfriamiento y la inflación estaban lógicamente relacionados. Pero introducir aquella extraña fase inflacionaria le parecía, de momento, una idea estrambótica, y que sólo explicaba la ausencia de monopolos.

Pero, por suerte, Guth recordó una exposición que había dictado en la primavera de 1979 en la Universidad de Cornell, durante una visita, el físico de Princeton, Robert Dicke.  Dicke había hablado de los trabajos realizados por él y P. James E. Peebles (la misma pareja que se vio implicada en el descubrimiento de la radiación cósmica de fondo), en los que se confirmaba que el carácter plano del espacio no tenía explicación en el modelo del Big Bang. Habían calculado exactamente lo plano que debía haber sido el Cosmos primitivo. Un segundo después del momento de la creación, la densidad del Universo era igual a una parte en mil billones del valor crítico. En noviembre de 1979, Guth comprendió que su nueva idea de la inflación resolvía este problema. Simplemente con suponer que había existido una era inflacionaria, se deducía un valor de W = 1, es decir, un espacio plano, con lo que la «delicada armonización» de condiciones resultaba innecesaria. Este resultado sorprendente hacía más atractiva la hipótesis de la inflación. Pero Guth aún no había oído mencionar el problema de la isotropía-casualidad o de horizonte..

El jueves 6 de diciembre de 1979, en el transcurso de una larga conversación con un visitante del Stanford Center sobre un artículo de Anthony Zee que hablaba del problema de la casualidad o de horizonte, surgió la idea de crear materia a partir de bosones X.   El superenfriamiento en la bola de fuego cósmico proporcionaba una explicación perfecta para el enigma del universo plano.

Pasó entonces a determinar los detalles básicos elaborando un modelo cosmológico completo a partir de la GUT SU(5), modelo que admitía la existencia de una época inflacionaria previa al Big Bang. Terminó su artículo a finales del verano de 1980 y lo publicó en 1981. Nació así la idea del Universo inflacionario, la primera idea realmente innovadora en el campo de la Cosmología en varias décadas. Lo curioso es que Guth halló la solución (la era Universo Inflacionario) antes de saber los problemas que resolvía.

La versión de Guth del Cosmos naciente era revolucionaria: a los 10^-35 segundos, mientras el aún diminuto Universo se enfriaba más allá de la temperatura a la que las fuerzas fuerte y electrodébil deberían separarse, pasó a un estado superenfriado. Esto creó una condición peculiar conocida como falso vacío, donde, según las ecuaciones de campo de la relatividad general, la gravedad empuja la materia apartándola en vez de atraerla. En el lapso de aproximadamente 10^-32 segundos, la repulsión gravitatoria hizo que el Universo doblara de tamaño 150 veces. Mucho más pequeño que un protón al inicio de su inflación, el Cosmos se hinchó hasta un diámetro de aproximadamente diez centímetros. Un grano de arena hinchándose en una proporción similar hubiera crecido hasta un tamaño mucho más allá que el Universo visible.

Para entender mejor las ideas que plantea la inflación sobre la problemática de horizonte o casualidad, imaginémonos el espacio del Universo como una línea unidimensional en vez del Universo real de dimensiones tridimensionales (que es difícil de imaginar). En otras palabras, pensemos en una línea infinita para un universo «abierto» o un círculo para uno «cerrado». Para delimitar claramente las cosas, supongamos que el Universo está cerrado, de modo que su espacio es un círculo. Luego, la expansión del Universo vendrá representada por el radio del círculo creciendo y el círculo estirándose como una goma de mascar perfectamente elástica.

Imaginemos después que a lo largo de este espacio unidimensional pueden propagarse ondas de luz como pequeñas vibraciones elásticas. La característica física más importante de una onda de luz es la de ser el medio más rápido de enviar una señal energética de un punto a otro del espacio vacío. Así pues, los rayos de luz determinarán si un fenómeno puede influir casualmente en otro: un rayo de luz consecuencia del primer fenómeno debe poder llegar al segundo.

Imaginemos luego que el círculo se expande. El radio del círculo puede expandirse con la rapidez que queramos; no tiene por límite la velocidad de la luz, porque su expansión no transporta ninguna energía. Por ejemplo, en el modelo estándar del Big Bang, el radio del Universo crece a más velocidad que la de la luz; de hecho, crece en un exponente del tiempo transcurrido.

Si en este espacio en expansión tiene lugar un fenómeno físico en un instante de tiempo, podemos suponer que como consecuencia de ese fenómeno hay emisión de rayos de luz en todas las direcciones espaciales. Si se produce un segundo fenómeno en algún otro lugar del espacio antes que un rayo de luz del primero haya llegado a él, el segundo fenómeno estará «causalmente desconectado del primero»: no hay forma de que el primer fenómeno pueda haber influido en el segundo. Luego, en el futuro, los rayos de luz de cada uno de los dos fenómenos podrían llegar al emplazamiento del otro, y entrar en contacto así por primera vez.

Esto es lo que sucede en el modelo estándar del Big Bang. Muchas regiones del firmamento que ahora vemos desde nuestra galaxia corresponden a acontecimientos que estaban causalmente desconectados de nosotros (y entre sí) en el Universo primitivo. Imaginemos que en el Universo primitivo, cuando su radio era muy pequeño, hubiese dos pequeñas fluctuaciones que acabasen convirtiéndose en galaxias. Supongamos que estas dos fluctuaciones estuviesen exactamente correlacionadas, de modo en que en épocas posteriores, cuando entrasen en contacto causal, las dos galaxias podrían parecer la misma. Esta es la «delicada armonización» del Universo inicial con el propósito de explicar acontecimientos posteriores. Pero supongamos que hubiésemos dispuesto de un modo distinto las condiciones iniciales de forma tal que un fenómeno fuese una pequeña fluctuación pero el otro no fuese nada en absoluto. No hay duda de que podemos hacer eso, dado que ambos fenómenos no están conectados causalmente de ningún modo. Así pues, esa condición inicial podría dar como resultado un Universo actual en que una gran región del firmamento no tuviera ninguna galaxia, es decir, un Universo sumamente anisótropo. El hecho de que en el modelo estándar el Universo actualmente observado conste de incontables millones de regiones que estuvieron desconectadas casualmente en las primeras etapas de la gran explosión y fueron, en consecuencia, independientes entre sí, y que son hoy muy parecidas, y están, en consecuencia, aparentemente correlacionadas, es lo que se llama el enigma de la isotropía y el problema de horizonte.

Alan Guth

Teóricamente, las conclusiones primarias de Guth proporcionaban respuestas lógicas a algunas de las irritantes cuestiones que describimos del modelo estándar. Sus ideas se basaban en que dentro de la diminuta semilla cósmica, había tiempo para que la energía se distribuyera uniformemente por todas partes. Luego, el espacio se hinchó exponencialmente, a una velocidad mucho mayor que la visionada por el modelo estándar. Este crecimiento se hubiera visto limitado por la velocidad de la luz si la materia se hubiera estado moviendo a través del espacio, pero la expansión del propio espacio, como ya lo señalamos, no se halla bajo esa constricción. Separadas por la inflación a muchas veces la velocidad de la luz, las regiones antes adyacentes nunca volvieron a estar en comunicación. Aquí aparece una de las premisas primordiales de la inflación: diluye el Universo. Toda partícula cuántica específica producida antes de la inflación o durante ella desaparecería con la expansión: la inflación limpia la casa del Universo.

Casi tan pronto como hubo terminado sus cálculos, Guth vio una importante debilidad en su modelo. La transición de un estado superenfriado no debió producirse simultáneamente por todo el espacio sino en diferentes momentos y en distintos lugares. El resultado debió ser un Universo con muchas burbujas de espaciotiempo, cada una de ellas con diferentes leyes físicas causadas por las distintas formas en que se produjo la transición de fase dentro de ellas. Las burbujas debieron de formar aglomeraciones, como enormes racimos de uva. Los límites entre las burbujas en un racimo debieron de ser claramente detectables. Pero esto, definitivamente, no es lo que ven los astrónomos cuando observan el cielo.

Guth trabajó en su teoría durante meses; luego decidió publicarla con la esperanza de que otros científicos fueran capaces de resolver el problema de las burbujas. Su deseo le fue concedido muy pronto. Andrei Linde, un joven físico de altas energías en el Instituto Lebedev en Moscú, y de modo independiente Andreas Albrecht y Paul Steinhard, de la Universidad de Pensilvania, descubrieron que habían otros modelos de teoría de campos que enlazaban mejor con la idea inflacionaria para un Universo primigenio.

Linde creyó ver una conexión entre la teoría de Guth y su propio trabajo sobre el mecanismo de Higgs. Se lanzó al esfuerzo del rescate, pero durante meses hizo pocos progresos. Más tarde recordó que su frustración le hizo sentirse físicamente enfermo. «No podía ver ninguna forma de mejorar la situación, y no podía creer que Dios pasara por alto una posibilidad tan buena de simplificar la creación del Universo.»

El verano de 1981 trajo consigo un gran avance. Linde halló que si las transiciones de fase en las diferentes partes del espaciotiempo habían ocurrido un poco más gradualmente que en la teoría de Guth, el resultado sería un Universo libre de burbujas y de límites. En el modelo de Linde, los detalles de la transición de fase aún varían de región en región, pero el resultado es un entramado uniforme de células adyacentes de espaciotiempo, denominadas dominios. Cada uno se debió desarrollar de forma independiente, creciendo mucho más que una galaxia de nuestros días al final de la era inflacionaria. Lo que ahora es el Universo visible, entonces de sólo diez centímetros de diámetro, se hubiera visto empequeñecido dentro de un único dominio. Después de miles de millones de años de expansión, los límites del dominio estarían mucho más allá del alcance de cualquier observación. Nuestro Universo, con sus incontables miles de millones de galaxias que se extienden por una esfera de diámetro igual a treinta mil millones de años luz, es sólo una milcuatrillonésima parte de un dominio, y ese dominio es sólo uno entre un número incontable.

Desde entonces, los físicos han inventado varios modelos más de teoría de campos basados en las GUT's y en las ideas de la supersimetría, todo con el propósito de perfeccionar el esquema inflacionario y derivarlo de unos primeros principios. Muchos teóricos están convencidos de que el Universo inflacionario, desde los primeros 10^-35 segundos hasta aproximadamente los 10^-33 segundos, es una condición lógica de las teorías de campos. La idea del Universo inflacionario es el principal vástago del enlace de la Cosmología con la teoría del campo cuántico.

En abril de 1982, Andreas Albrecht y Paul J. Steinhard, de la Universidad de Pensylvania, publicaron conclusiones similares a las de Linde basadas en trabajos independientes. Aunque el nuevo modelo inflacionario ha ganado credibilidad, sin embargo, en el transcurso del tiempo ha venido sufriendo significativas modificaciones. El propio Linde, en el año 1983, propuso otro modelo que elimina completamente el superenfriamiento y la transición de fase, remplazándolos por fenómenos más tempranos que producían efectos similares. Para Linde la inflación es un rasgo inherente a muchas teorías de partículas elementales, incluyendo el modelo simple de campos escalares. En el modelo de Linde se elimina la necesidad de los efectos caóticos de una gravedad cuántica; de la necesidad de una transición de fase; de un superenfriamiento, o el imperativo del modelo estándar de un origen supercaliente del Cosmos. Sólo se considera todas las clases posibles y valores de los campos escalares del Universo primigenio, procediéndose luego a seleccionar a aquellos que conducen a la inflación. En aquellos lugares donde la inflación no ocurre, los campos permanecen pequeños. Por su parte, en aquellos sitios donde concurre la inflación se da una gran exponencialidad que domina el volumen total del Universo, ya que los campos escalares pueden tomar valores arbitrarios en el Universo primitivo, dando cabida a lo que se suele llamar inflación caótica.

Esta hipótesis y otras se han convertido en objeto de continuo debate. La controversia, sin embargo, se ha centrado en el mecanismo de la inflación; quedan pocas dudas acerca de que la expansión exponencial durante el Big Bang creó el Cosmos tal como lo vemos hoy en día, así como un Universo inconmensurablemente grande que probablemente nunca lleguemos a ver en su real magnitud.

© 2006  Javier de Lucas