El Gran Diseño

6 ESCOGIENDO NUESTRO UNIVERSO

SEGÚN LA TRIBU DE LOS BOSHONGO del África central, en el inicio sólo había oscuridad, agua y el gran dios Bumba. Un día, Bumba, en un dolor de estómago, vomitó el Sol. Transcurrido un tiempo, el Sol secó parte del agua y dejó al descubierto tierra firme, pero Bumba todavía padecía el dolor y vomitó aún más cosas: la Luna, las estrellas y algunos animales: el leopardo, el cocodrilo, la tortuga y, finalmente, el hombre. Los mayas de México y América Central hablan de una época semejante antes de la creación, cuando todo lo que existía era el mar, el cielo y el Hacedor. En la leyenda maya, el Hacedor, entristecido porque nadie lo alababa, creó la tierra, las montañas, los árboles y la mayoría de animales. Pero como los animales no podían hablar decidió crear los humanos. Primero los hizo de barro, pero sólo decían cosas sin sentido. Dejó que se deshicieran y lo intentó de nuevo, haciendo ahora la gente de madera, pero esa gente era muy torpe. Decidió destruirlos, pero escaparon a la selva, sufriendo sucesivos daños a lo largo de su carrera, que los fueron transformando en monos. Después de esc fracaso, el Hacedor finalmente halló una fórmula que funcionaba, y construyó los primeros humanos con maíz blanco y amarillo. Actualmente hacemos etanol con maíz, pero por ahora no hemos conseguido repetir el hito del Hacedor de construir gente que se lo beba.

Mitos de la creación como ésos intentan dar respuesta a las preguntas que nos formulamos en este libro. ¿Por qué existe un universo y por qué el universo es como es? Nuestra capacidad de tratar tales cuestiones ha ido creciendo a lo largo de los siglos, desde los antiguos griegos y de manera más profunda en el último siglo.

Pertrechados con las bases proporcionadas por los capítulos anteriores, estamos en disposición de ofrecer una posible respuesta a esas preguntas.

Una cosa que debió haber resultado evidente incluso en tiempos muy primitivos es que o bien el universo es una creación muy reciente o bien los humanos sólo han existido durante una pequeña fracción de la historia del universo. Ello es así porque la especie humana ha ido mejorando de forma tan rápida en conocimientos y tecnología que, si la gente hubiera estado ahí durante millones de años, nuestra especie estaría mucho más avanzada en sus destrezas y conocimientos.

Según el Antiguo Testamento, Dios hizo a Adán y Eva tan sólo seis días después de la creación. El obispo Ussher, primado de toda Irlanda desde 1625 hasta 1656, situó el origen del mundo con mayor precisión todavía, a las 9 de la mañana del 27 de octubre del año 4004 a. C. En la actualidad adoptamos un punto de vista diferente, a saber, que los humanos son una creación reciente pero que el universo empezó mucho antes, hace unos trece mil setecientos millones de años.

La primera evidencia científica actual de que el universo tuvo un inicio procede de la década de 1920. Tal como dijimos en el capítulo 3, en esa época la mayoría de los científicos creía en un universo estático que había existido siempre. La evidencia de lo contrario era indirecta, basada sobre las observaciones que Edwin Hubble había realizado con el telescopio de cien pulgadas del observatorio de Monte Wilson, en la colinas de Pasadena, en California. Analizando el espectro de la luz que emiten las galaxias, Hubble determinó que prácticamente todas ellas se están alejando de nosotros, y que cuanto más lejos están con mayor velocidad se mueven. En 1929, publicó una ley que relacionaba la tasa de alejamiento de las galaxias con su distancia a nosotros y concluyó que el universo se está expandiendo. Si efectivamente es así, el universo debe de haber sido más pequeño en el pasado. De hecho, si extrapolamos al pasado lejano, toda la materia y la energía en el universo habrían estado concentradas en un región minúscula de temperatura y densidad inimaginables y, si retrocedemos lo suficiente, debería haber habido un instante en que todo empezó, el suceso que conocemos actualmente como Big Bang o gran explosión primordial.

La idea de que el universo se está expandiendo implica diversas sutilezas. Por ejemplo, no queremos decir que se esté expandiendo de la manera en que, por ejemplo, expandiríamos una casa, empujando las paredes hacia fuera y situando una nueva sala de baño donde antes hubo un majestuoso roble. Más que extenderse el propio espacio, lo que está creciendo es la distancia entre dos puntos cualesquiera dentro del universo. Esa idea emergió en la década de [930, rodeada de controversias, y una de las mejores maneras de visualizarla sigue siendo todavía una metáfora propuesta en 1931 por el astrónomo de la Universidad de Cambridge, Arthur Eddington. Eddington visualizó el universo como la superficie de un globo que se está expandiendo y las galaxias como puntos sobre dicha superficie. Esa imagen ilustra claramente por qué las galaxias lejanas se separan más rápidamente que las más próximas. Por ejemplo, si el radio del globo se duplicara cada hora, la distancia entre dos «galaxias» cualesquiera sobre el globo se duplicaría cada hora. Si en un cierto instante dos galaxias estuvieran separadas un centímetro, una hora después estarían separadas dos centímetros y parecería que se están separando la una de la otra con un ritmo de un centímetro por hora. Pero si inicialmente hubieran estado separadas dos centímetros, una hora después estarían separadas cuatro centímetros y parecería que se están separando entre sí a un ritmo de dos centímetros por hora. Esto es precisamente lo que Hubble descubrió: cuanto más lejos se halla una galaxia, más velozmente se aleja de nosotros.

Es importante darse cuenta de que la expansión del espacio no afecta el tamaño de objetos materiales como las galaxias, estrellas, manzanas, átomos u otros objetos cohesionados o mantenidos unidos por algún tipo de fuerza. Por ejemplo, si trazáramos un círculo alrededor de un racimo de galaxias sobre el globo, el círculo no se expandiría a medida que el globo se expandiera sino que, como las galaxias están ligadas entre sí por fuerzas gravitatorias, el círculo y las galaxias de su interior mantendrían su tamaño o configuración aunque el globo se expandiera. Eso es importante porque sólo podemos detectar la expansión si nuestros instrumentos de medida tienen tamaños fijos. Si todo se estuviera expandiendo, entonces, tanto nosotros como nuestras varas de medir, nuestros laboratorios, etc., todo se expandiría proporcionalmente y no notaríamos ninguna diferencia en el tamaño del universo en dos instantes diferentes.

Que el universo se estuviera expandiendo resultó una novedad para Einstein, pero la posibilidad de que las galaxias se estuvieran alejando las unas de las otras ya había sido propuesta años antes de los artículos de Hubble a partir de fundamentos teóricos suministrados por ecuaciones del propio Einstein. En 1922, el físico y matemático ruso Alexander Friedmann (1888-1925) investigó qué ocurriría en un modelo de universo basado en dos hipótesis que simplificaban mucho las matemáticas: que el universo tiene aspecto idéntico en todas direcciones y que tiene también el mismo aspecto desde cualquier punto de observación. Sabemos que la primera hipótesis de Friedmann no es exactamente verdadera -afortunadamente, ¡el universo no es uniforme por doquier! -. Si miramos hacia arriba en una dirección, podemos ver el Sol; en otra dirección, la Luna; en otra, una colonia emigrante de murciélagos vampiros. Pero el universo sí parece aproximadamente igual en cualquier dirección cuando lo consideramos a una escala muy grande -mayor, incluso, que la distancia entre las galaxias-. Es, en cierta manera, como mirar un bosque desde un avión. Si volamos suficientemente bajo, podemos ver las hojas individuales, o al menos los árboles y los espacios entre ellos. Pero si volamos tan arriba que alargando el brazo el pulgar oculta la visión de un kilómetro cuadrado de árboles, el bosque parecerá una masa verde uniforme. Podríamos decir que, a dicha escala, el bosque es uniforme.

A partir de esas hipótesis, Friedman consiguió obtener una solución a las ecuaciones de Einstein en la cual el universo se expandía de la forma que posteriormente observaría Hubble. En particular, el modelo de universo de Friedmann empieza con tamaño cero, se expande hasta que la atracción gravitatoria lo frena del todo, y después se vuelve a colapsar sobre sí mismo por efecto de dicha atracción. (Resulta que hay, además, otros dos tipos de soluciones de las ecuaciones de Einstein que también satisfacen las hipótesis del modelo de Friedmann, una de las cuales corresponde a un universo en que la expansión prosigue indefinidamente, aunque se frena un poco, y otra a un universo en que la tasa de expansión va disminuyendo hacia cero pero sin llegar a alcanzar dicho valor.) Friedmann murió pocos años después de haber llevado a cabo su trabajo, y sus ideas permanecieron prácticamente desconocidas hasta el descubrimiento de Hubble. Pero en 1927, un profesor de física y sacerdote católico llamado Georges Lemaitre (1894-1966) propuso una idea semejante: si retrotraemos la historia del universo, a medida que vamos a pasados más lejanos el universo se va haciendo cada vez más pequeño, hasta que llegamos a un suceso de creación -lo que llamamos en la actualidad el Big Bang-.

La imagen del Big Bang no gusté) a todo el mundo. De hecho, el término Big Bang fue acuñado con intención peyorativa y ridiculizadora en 1949 por el astrofísico de Cambridge Fred Hoyle, que creía en un universo que se expandía eternamente. Las primeras observaciones directas que reforzaron la idea del Big Bang no se obtuvieron hasta 1965, con el descubrimiento de un tenue fondo de microondas que llena todo el espacio. Esta radiación cósmica de fondo de microondas o CMBR (siglas de Cosmic Microwave Background Radiation), es análoga a la de los hornos de microondas pero mucho menos potente. Podemos observar esa radiación de fondo nosotros mismos si sintonizamos el televisor a un canal no utilizado, ya que un pequeño tanto por ciento de la nieve que vemos en la pantalla es debido a la radiación de fondo. Esa radiación fue descubierta accidentalmente por dos científicos de los laboratorios Bell que intentaban eliminar ese ruido estático de su antena de microondas. Al principio, creyeron que esa señal estática procedía de las deposiciones de palomas que habían anidado en su aparato, pero resultó que su problema tenía un origen más interesante – la radiación de fondo es la radiación que queda del universo primitivo muy caliente y denso que habría existido poco después del Big Bang-. A medida que el universo se expandió, la radiación se enfrió hasta convertirse en el tenue remanente que observamos ahora. Actualmente, esas microondas sólo podrían calentar la comida hasta -270 °C, tres grados por encima del cero absoluto, por lo cual no resultan demasiado útiles para freír palomitas de maíz.

Los astrónomos han hallado otros indicios que sostienen la imagen del Big Bang de un universo primitivo diminuto y muy caliente. Por ejemplo, durante el primer minuto, aproximadamente, el universo habría estado más caliente que el centro de una estrella típica. Durante ese intervalo, el conjunto del universo se habría comportado como un reactor nuclear de fusión. Las reacciones nucleares habrían cesado cuando el universo se expandió y enfrie) lo suficiente, pero la teoría predice que eso debería haber dejado el universo con un 23 por 100 de helio y trazas de litio y berilio (todos los elementos más pesados han sido formados posteriormente, en el interior de las estrellas). El cálculo está en buen acuerdo con las cantidades observadas de helio, litio y berilio.

Las medidas de la abundancia de helio y de la radiación cósmica de fondo proporcionaron evidencia convincente a favor de la imagen del Big Bang del universo muy primitivo, pero aunque podemos considerar dicha imagen como una descripción válida de los tiempos muy primitivos, sería equivocado tomar la idea del Big Bang literalmente, es decir, pensar que la teoría de Einstein proporciona una visión auténtica del origen del universo. Ello es porque la relatividad general predice que hay un instante en que la temperatura, la densidad y la curvatura del universo serían infínitas, una situación que los matemáticos llaman singularidad. Para los físicos, ello significa que la teoría de Einstein deja de valer en dicho instante y por lo tanto no puede ser utilizada para predecir cómo empezó el universo, sino sólo cómo evolucionó después de aquel instante. Así, aunque podamos utilizar las ecuaciones de la relatividad general y nuestras observaciones del firmamento para aprender cómo era el universo en una edad muy temprana, no es correcto extrapolar la imagen del Big Bang hasta exactamente el inicio.

Dentro de pocas líneas abordaremos el tema del origen del universo, pero antes debemos decir algunas palabras sobre la primera lase de la expansión. Los físicos la llaman inflación. A no ser que usted viva en Zimbabue, donde la inflación excedió hace poco el 200.000.000 por 100, puede que el término inflación no le parezca muy explosivo. Pero, incluso según las estimaciones más conservadoras, durante la inflación cosmológica el universo se expandió en un factor de 1.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 en 0,00000000000000000000000000000000001 segundos. Es como si una moneda de un centímetro de diámetro súbitamente explotara a una dimensión de unos diez millones de veces la anchura de la Vía Láctea. Podría parecer que eso viola la relatividad, ya que ésta establece que nada puede moverse más rápido que la luz en el vacío, pero dicha velocidad límite no se aplica a la expansión del propio espacio.

La idea de que un episodio inflacionario como éste pudiera haberse producido fue propuesta por primera vez en 1980, a partir de consideraciones que van más allá de la teoría de Einstein de la relatividad general y tienen en cuenta aspectos de la teoría cuántica. Como no disponemos de una teoría cuántica completa de la gravedad, los detalles todavía están siendo elaborados, y los físicos no están del todo seguros de cómo ocurrió la inflación. Pero según la teoría, la expansión causada por la inflación no habría sido completamente uniforme, en contraste con lo que predice la imagen del Big Bang tradicional. Esas irregularidades producirían variaciones minúsculas en la temperatura de la radiación cósmica de fondo en diferentes direcciones. Esas variaciones son demasiado pequeñas para que hubieran podido ser detectadas en la década de 1960, pero fueron descubiertas por primera vez en 1992 por el satélite COBE de la NASA, y posteriormente medidas por su sucesor, el satélite WMAP, lanzado en 2001. En consecuencia, estamos bastante seguros de que la inflación realmente tuvo lugar.

Irónicamente, aunque pequeñas variaciones en la radiación cósmica de fondo constituyen una evidencia de la inflación, una de las razones por las cuales la inflación es importante es la uniformidad casi perfecta de la temperatura de la radiación cósmica de fondo. Si calentamos una parte de un objeto a una temperatura mayor que la de sus alrededores y esperamos, la zona caliente se irá enfriando y sus alrededores se irán calentando hasta que la temperatura sea uniforme. Análogamente, esperaríamos a que el universo llegara a tener una temperatura uniforme, pero ello requeriría tiempo, y si la inflación no se hubiera producido no habría habido suficiente tiempo en toda la historia del universo para que el calor de zonas muy separadas se igualara, suponiendo que la velocidad de la transferencia de dicho calor estuviera limitada por la velocidad de la luz. Un período de expansión muy rápida (mucho más rápida que la velocidad de la luz) pone remedio a ese problema, ya que en ese caso sí habría habido tiempo suficiente para igualar la temperatura de la zona extremadamente diminuta del universo primitivo preinflacionario.

La inflación explica el estallido o «bang» del Big Bang, al menos en el sentido que durante el intervalo que duró la inflación la expansión fue mucho más extremada que la predicha por la teoría tradicional del Big Bang de la relatividad general. El problema es que, para que los modelos teóricos de la inflación funcionen, el estado inicial del universo tuvo que ser muy especial y altamente improbable. Así pues, la teoría tradicional de la inflación resuelve un conjunto de problemas pero crea otro -la necesidad de un estado inicial muy especial -. Esta cuestión del instante cero es eliminada en la teoría de la creación del universo que estamos a punto de describir.

Como no podemos describir la creación utilizando la teoría de Einstein de la relatividad general, esta teoría debe ser reemplazada por una teoría más completa si queremos describir el origen del universo. De hecho, incluso en el caso de que la relatividad general no condujera a una singularidad, sospecharíamos la necesidad de una teoría más completa, porque la relatividad general no toma en consideración las estructuras de la materia a pequeña escala, que son regidas por la teoría cuántica. Ya mencionamos en el capítulo 4 que para casi todos los efectos prácticos la teoría cuántica no es muy relevante en el estudio de la estructura a gran escala del universo porque se aplica a la descripción de la naturaleza a escalas microscópicas. Pero si retrocedemos suficientemente en el tiempo, el universo alcanza un tamaño tan minúsculo como el tamaño de Planck, una milmillonésima de billonésima de billonésima de centímetro, en el cual la teoría cuántica de la gravedad debe ser tomada en consideración. Así, aunque aún no disponemos de una teoría cuántica completa de la gravedad, sabemos que el origen del universo fue un suceso cuántico. Por consiguiente, así como combinamos la teoría cuántica y la relatividad general -al menos provisionalmente- para deducir la teoría de la inflación, si queremos ir aún más atrás y comprender el origen del universo debemos combinar lo que sabemos de la relatividad general con la teoría cuántica.

Para ver cómo se hace eso, necesitamos comprender el principio de que la gravedad deforma el espacio y el tiempo. La deformación del espacio es más fácil de visualizar que la del tiempo. Imaginemos que el universo es la superficie de una mesa de billar plana. La superficie de la mesa es un espacio plano, al menos en dos dimensiones. Si hacemos rodar una bola por la mesa irá en línea recta. Pero si la mesa se deforma o tiene pequeñas protuberancias en algunos lugares, como en la ilustración siguiente, la trayectoria de la bola se curvará.

En el caso que estamos considerando es fácil constatar que la mesa de billar está deformada porque vemos que se curva hacia una tercera dimensión exterior, que podemos representar. Pero como no podemos saltar fuera de nuestro propio espacio-tiempo para ver su deformación, resulta más difícil imaginar la deformación del espacio-tiempo de nuestro universo. Pero su curvatura puede ser constatada aunque no podamos salir de él y verla desde la perspectiva de un espacio mayor, ya que puede ser detectada desde el interior del mismo espacio. Imaginemos que una microhormiga está confinada sobre la superficie de la mesa. Incluso aunque no pueda abandonar la mesa, la hormiga podría detectar la deformación si midiera cuidadosamente las distancias sobre la mesa. Por ejemplo, la longitud de una circunferencia en el espacio plano es siempre algo mayor que tres veces la longitud de su diámetro (el múltiplo real es el número PI). Pero si la hormiga trazara un círculo alrededor del pozo de la mesa de billar representada en la figura, vería que la longitud de su diámetro es mayor de lo esperado, es decir, mayor que un tercio de la longitud de su circunferencia. De hecho, si el pozo fuera suficientemente profundo, la hormiga hallaría que la longitud de la circunferencia es menor que la longitud del diámetro. Lo mismo ocurre con la deformación de nuestro universo: alarga o contrae la distancia entre los puntos del espacio y modifica su forma o geometría de una manera que puede ser medida desde el interior del mismo universo. La deformación del tiempo alarga o acorta los intervalos temporales de una manera análoga.

Pertrechados con esas ideas, volvamos a la cuestión del inicio del universo. Podemos hablar de espacio y de tiempo por separado, tal como hemos visto en las explicaciones anteriores, en situaciones con velocidades pequeñas y gravedad débil. En general, sin embargo, el tiempo y el espacio están imbricados entre sí, de manera que sus alargamientos y acortamientos también implican una cierta mezcla entre ellos. Esa mezcla es importante en el universo primitivo y es la clave para entender el inicio del tiempo.

La cuestión del inicio del tiempo viene a ser algo análogo a la cuestión del borde del mundo. Cuando la gente creía que el mundo era plano se podría haber preguntado si el mar se derramaba por sus bordes. Eso ha sido estudiado experimentalmente: se puede dar la vuelta al mundo y no caer de él. El problema de lo que ocurre en el borde del mundo fue resuelto cuando la gente se dio cuenta de que el mundo no era una superficie plana sino curvada. Sin embargo, el tiempo parecía ser como una vía de tren. Si tuvo un origen, debía haber allí alguien, por ejemplo Dios, para poner los trenes en marcha. Aunque la teoría de Einstein de la relatividad general unificaba el tiempo y el espacio en el espacio-tiempo y suponía una cierta mezcla entre tiempo y espacio, el tiempo seguía siendo diferente del espacio y, o bien tenía un inicio v un final, o bien seguía indefinidamente. Sin embargo, una vez incorporamos los efectos de la teoría cuántica a la teoría de la relatividad general, en algunos casos extremos la deformación puede llegar a ser tan grande que el tiempo se comporte como una dimensión del espacio.

En el universo primitivo -cuando el universo era tan pequeño que era regido tanto por la relatividad general como por la teoría cuántica- había efectivamente cuatro dimensiones del espacio y ninguna del tiempo. Ello significa que cuando hablamos del «inicio» del universo no tenemos en cuenta la cuestión sutil de que, en el universo muy primitivo, ¡no existía un tiempo como el tiempo que conocemos ahora! Debemos aceptar que nuestras ideas usuales de espacio y tiempo no se aplican al universo muy primitivo. Este está más allá de nuestra experiencia pero no más allá de nuestra imaginación o de nuestras matemáticas. Si en el universo muy primitivo las cuatro dimensiones se comportaban como el espacio, ¿qué ocurre con el inicio del tiempo?

Darnos cuenta de que el tiempo se puede comportar como una dirección más del espacio implica que podemos librarnos del problema de que el tiempo tenga un comienzo de manera análoga a como nos libramos del problema del borde del mundo. Supongamos que el inicio del universo fue como el Polo Sur de la Tierra, con los grados de latitud desempeñando el papel del tiempo. Cuando nos desplazamos hacia el norte, los círculos de latitud constante, que representarían el tamaño del universo, se expandirían. El universo empezaría como un punto en el Polo Sur, pero éste es en muchos aspectos como cualquier otro punto. Preguntar lo que ocurrió antes del inicio del universo resultaría una pregunta sin sentido, porque nada hay al sur del Polo Sur. En esa interpretación, el espacio-tiempo no tiene bordes -en el Polo Sur se cumplen las mismas leyes de la naturaleza que en todos los otros lugares -. Análogamente, cuando se combina la teoría general de la relatividad con la teoría cuántica, la cuestión de qué ocurrió antes del inicio del universo deja de tener sentido. La idea de que las historias del universo deberían ser superficies cerradas sin bordes se denomina la condición de ausencia de bordes.

A lo largo de la historia muchos pensadores, incluido Aristóteles, han creído que el universo debe haber existido siempre, para evitar la cuestión de cómo empezó a existir. Otros han creído que el universo tuvo un inicio y lo han utilizado como argumento para la existencia de Dios. La observación de que el tiempo se comporta como el espacio presenta una nueva alternativa. Elimina la objeción inmemorial a que el universo tuviera un inicio y significa, además, que el inicio del universo fue regido por las leyes de la ciencia y que no hay necesidad de que sea puesto en marcha por algún Dios.

Si el origen del universo fue un suceso cuántico, debería poder ser descrito con precisión por la suma de Feynman sobre historias. Pero aplicar la teoría cuántica al conjunto del universo -en que los observadores son parte del mismo sistema que está siendo observado- es, sin embargo, delicado. En el capítulo 4 vimos que las partículas de materia lanzadas contra una pantalla con dos rendijas podían exhibir figuras de interferencia como las que forman las ondas de agua. Feynman demostró que eso ocurre porque una partícula no tiene una única historia, es decir, cuando se mueve desde el punto inicial A hasta un punto final B no sigue un camino bien definido, sino toma simultáneamente todos los posibles caminos que conectan ambos puntos. Según esa interpretación, la interferencia no constituye una sorpresa porque, por ejemplo, la partícula puede viajar a través de ambas rendijas al mismo tiempo e interferir consigo misma. Aplicada al movimiento de una partícula, el método de Feynman nos dice que para calcular la probabilidad de un punto final particular cualquiera debemos considerar todas las historias que la partícula podría seguir desde su punto de partida hasta dicho punto de llegada. También podemos utilizar los métodos de Feynman para calcular las probabilidades cuánticas para observaciones del universo. Si son aplicadas al universo en su conjunto no hay punto A, de manera que sumamos sobre todas las historias que satisfacen la condición de ausencia de límites y que terminan en el universo que observamos hoy.

En esa perspectiva, el universo apareció espontáneamente, empezando en todos los estados posibles, la mayoría de los cuales corresponden a otros universos. Mientras que algunos de dichos universos son parecidos al nuestro, la gran mayoría es muy diferente. No difieren tan sólo en algunos detalles, como por ejemplo en si Elvis Presley realmente murió joven o si los nabos se comen o no como postre, sino que difieren incluso en las leyes aparentes de la naturaleza. De hecho, existen muchos universos, con muchos conjuntos diferentes de leyes físicas. Hay gente que hace un gran misterio de esta idea, denominada a veces multiverso, pero en el fondo no se trata más que de una forma diferente de expresar la suma de Feynman sobre historias.

Para representar esto, alteremos la analogía del globo de Eddington y en su lugar imaginemos el universo en expansión como la superficie de una burbuja. Nuestra imagen de la creación cuántica espontánea del universo es entonces algo parecida a la formación de burbujas de vapor en agua hirviente. Aparecen muchas burbujas diminutas, que vuelven a desaparecer rápidamente. Esas burbujas representan miniuniversos que se expanden pero se vuelven a colapsar cuando aún tienen tamaño microscópico. Representan posibles universos alternativos pero no tienen un gran interés, ya que no duran lo suficiente para que en ellos se desarrollen galaxias ni estrellas ni mucho menos vida inteligente. Sin embargo, unas pocas de esas burbujas crecerán lo suficiente para no volverse a colapsar, continuarán expandiéndose a un ritmo cada vez mayor y formarán las burbujas de vapor que somos capaces de ver. Esas burbujas corresponden a universos que empiezan expandiéndose a un ritmo cada vez más rápido, en otras palabras, en un estado de inflación.

Tal como hemos dicho, la expansión producida por la inflación no sería completamente uniforme. En la suma sobre historias hay sólo una historia completamente uniforme y regular, a la que corresponde la probabilidad máxima, pero muchas otras historias ligeramente irregulares tienen probabilidades casi tan elevadas como ella. Es por eso por lo que la inflación predice que es probable que el universo primitivo sea ligeramente no uniforme, correspondiendo a las pequeñas variaciones de la intensidad que fueron observadas en la radiación cósmica de fondo. Tenemos suerte de las irregularidades del universo primitivo. ¿Por qué? La homogeneidad es buena si no queremos que la crema se separe de la leche, pero un universo homogéneo es un universo aburrido. Las irregularidades del universo primitivo son importantes porque si algunas regiones tenían una densidad ligeramente mayor que las otras, la atracción gravitatoria de la densidad adicional habría reducido el ritmo de expansión de dichas regiones en comparación con las de sus alrededores. Como la fuerza de la gravedad va agrupando lentamente la materia, puede llegar a conseguir que se colapse para formar galaxias y estrellas que pueden conducir a planetas y, al menos en una ocasión, a humanos. Observe, pues, con atención la imagen del cielo en microondas: es el plano de todas las estructuras del universo. Somos el producto de fluctuaciones cuánticas del universo muy primitivo. Si uno fuera religioso, podría decir que Dios juega realmente a los dados.

Esta idea conduce a una visión del universo que difiere profundamente del concepto tradicional y nos exige modificar la manera en que pensamos la historia del universo. Para hacer predicciones en cosmología necesitamos calcular las probabilidades de los diferentes estados del conjunto del universo en el presente. En física, normalmente se supone algún estado inicial para el sistema y se le hace evolucionar en el tiempo mediante las ecuaciones matemáticas adecuadas. Dado el estado del sistema en un instante, se intenta calcular la probabilidad de que el sistema esté en un cierto estado diferente en un instante posterior. La hipótesis habitual en cosmología es que el universo tiene una historia única bien definida y que se puede utilizar las leyes de la física para calcular cómo esa historia se va desplegando con el tiempo. Llamamos a eso el método ascendente («de abajo arriba» o bottom-up) de tratamiento de la cosmología. Pero como debemos tomar en consideración la naturaleza cuántica del universo, expresada por la suma de Feynman sobre historias, la amplitud de probabilidad de que el universo se halle ahora en un cierto estado particular se consigue sumando las contribuciones de todas las historias que satisfacen la condición de ausencia de bordes y que terminan en el estado en cuestión. En otras palabras, en cosmología no deberíamos seguir la historia del universo de abajo arriba, porque supone que hay una sola historia con un punto de partida y una evolución bien definidos. En lugar de eso se debería trazar la historia descendente (de «arriba abajo» o top-down) hacia atrás, partiendo del instante actual. Algunas historias serán más probables que otras y la suma total estará dominada normalmente por una sola historia que empieza con la creación del universo y culmina en el estado que estamos considerando. Pero habrá diferentes historias para los diferentes estados posibles del universo en el presente. Eso conduce a una visión radicalmente diferente de la cosmología y de la relación entre causa y efecto. Las historias que contribuyen a la suma de Feynman no tienen una existencia autónoma, sino que dependen de lo que se mida. Así pues, nosotros creamos la historia mediante nuestra observación en lugar tic que la historia nos cree a nosotros.

La idea de que el universo no tiene una historia única e independiente del observador parece estar en contradicción con ciertos hechos que conocemos. Puede haber una historia en que la Luna esté hecha de queso de Roquefort, pero hemos observado que la Luna no es de queso, cosa que es una mala noticia para los ratones. Por lo tanto, las historias en que la Luna es de queso no contribuyen al estado actual de nuestro universo, a pesar de que pueden tal vez contribuir a otros estados. Eso puede parecer ciencia ficción, pero no lo es.

Otra implicación del método descendente es que en él las leyes aparentes de la naturaleza dependen de la historia del universo. Muchos científicos creen que existe una teoría tínica que explica dichas leyes, además de los valores y la naturaleza de las constantes físicas como por ejemplo la masa del electrón o la dimensionalidad del espacio-tiempo. Pero la cosmología «de arriba abajo» afirma que las leyes aparentes de la naturaleza son diferentes para historias diferentes.

Consideremos la dimensionalidad aparente del universo. Según la teoría M, el espacio-tiempo tiene diez dimensiones espaciales y una dimensión temporal. La idea es que siete de las dimensiones espaciales están curvadas en un tamaño tan pequeño que no las advertimos, cosa que nos produce la impresión de que lo único que existe son las tres dimensiones extensas remanentes con las que estamos familiarizados. Una de las cuestiones centrales abiertas en la teoría M es: ¿por qué, en nuestro universo, no hay más dimensiones extensas, y por qué hay dimensiones curvadas?

A mucha gente le gustaría creer que hay algún mecanismo que hace que todas las dimensiones espaciales menos tres se curven espontáneamente. Alternativamente, también podría haber ocurrido que todas las dimensiones hubieran empezado muy pequeñas pero, por alguna razón que desconocemos, tres dimensiones espaciales se expandieran y las otras no. Parece, sin embargo, que no hay ninguna razón dinámica por la que el universo tenga que parecer cuatridimensional. Es más: la cosmología descendente predice que el número de dimensiones espaciales extensas no está fijado por ningún principio de la física, sino que habrá una cierta amplitud de probabilidad cuántica para cada número de dimensiones espaciales extensas, desde o hasta 10. La suma de Feynman permite todos esos valores, para cada posible historia del universo, pero la observación de que nuestro universo tiene tres dimensiones espaciales extensas selecciona la subclase de historias que tienen esta propiedad. En otras palabras, la probabilidad cuántica de que el universo tenga otras dimensiones extensas además de las tres habituales es irrelevante, porque ya hemos medido su dimensionalidad y determinado que estamos en un universo con tres dimensiones espaciales extensas. En tanto que la probabilidad de tres dimensiones espaciales extensas no sea exactamente nula, no importa cuan pequeña sea en comparación con la probabilidad para otros números de dimensiones. Sería como preguntar por la probabilidad de que el Papa actual sea chino. Sabemos que es alemán, aunque la probabilidad de que fuera chino es mucho mayor ya que hay muchos más chinos que alemanes. Análogamente, sabemos que nuestro universo exhibe tres dimensiones espaciales extensas y por lo tanto, aunque otros números de dimensiones espaciales extensas tuvieran una amplitud de probabilidad mayor, sólo estamos interesados en las historias con tres dimensiones.

¿Y qué ocurre con las dimensiones curvadas? Recordemos que en la teoría M, la forma precisa de las restantes dimensiones curvadas, el espacio interno, determina los valores de magnitudes físicas como la carga del electrón y la naturaleza de las interacciones entre las partículas elementales, es decir, la fuerzas de la naturaleza. Las cosas serían más claras si las teoría M hubiera permitido tan sólo una única forma para las dimensiones curvadas, o quizá unas pocas, todas menos una de las cuales hubieran podido ser descartadas de una manera u otra, dejándonos con una única posibilidad para las leyes aparentes de la naturaleza. En cambio, hay amplitudes de probabilidad no nulas para unos 10500 espacios internos diferentes, cada uno de los cuales conduce a leyes diferentes y a valores diferentes de las constantes físicas.

Si construimos la historia del universo de abajo arriba, no hay razón por la cual el universo debiera haber acabado con el espacio interno correspondiente a las interacciones entre partículas que observamos nosotros, el modelo estándar de las interacciones entre partículas elementales. Pero en la formulación descendente aceptamos que existen universos con todos los posibles espacios internos. En algunos universos, los electrones pesan como pelotas de golf y la fuerza de la gravedad es más intensa que la del magnetismo. En el nuestro, se aplica el modelo estándar, con todos sus parámetros. Podemos calcular la amplitud de probabilidad para el espacio interno correspondiente al modelo estándar partiendo de la base de la condición de ausencia de bordes. Tal como ocurre con la probabilidad de que haya un universo con tres dimensiones extensas, no importa cuan pequeña sea esta amplitud en comparación con otras posibilidades, porque ya hemos observado que el modelo estándar describe nuestro universo.

La teoría que describimos en este capítulo es verificable. En los ejemplos anteriores, hemos insistido en que las amplitudes de probabilidad relativa para universos radicalmente diferentes, como por ejemplo los que tienen un número diferente de dimensiones extensas, no importan. Sin embargo, las amplitudes de probabilidad relativa para universos vecinos (es decir, parecidos) sí importan. La condición de ausencia de bordes implica que la amplitud de probabilidad es máxima para las historias en que el universo comienza con una forma completamente lisa, y se reduce para los universos que son más irregulares. Ello significa que el universo primitivo debería haber sido casi liso, salvo diminutas irregularidades. Tal como hemos advertido, podemos observar esas irregularidades como pequeñas variaciones en las microondas que nos llegan de direcciones diferentes del firmamento. Se ha comprobado que concuerdan exactamente con las exigencias generales de la teoría inflacionaria; sin embargo, necesitaremos mediciones más precisas para poder distinguir completamente la teoría descendente de las otras teorías, y así confirmarla o refutarla. Es de esperar que tales mediciones sean llevadas a cabo por satélites en un futuro próximo.

Hace siglos, la gente creía que la Tierra era única y estaba situada en el centro del universo. Actualmente sabemos que en nuestra galaxia hay centenares de miles de millones de estrellas, y que hay centenares de miles de millones de galaxias, un gran porcentaje de las cuales contienen sistemas planetarios. Los resultados descritos en este capítulo indican también que nuestro universo es uno de muchos universos y que sus leyes aparentes no están determinadas de forma única. Ello debe resultar decepcionante para los que esperaban que una teoría última, una teoría de todo, predijera la naturaleza de la física cotidiana. No podemos predecir características discretas como el número de dimensiones extensas del espacio o el espacio interno que determina las magnitudes físicas que observamos, como por ejemplo la masa y la carga del electrón y de otras partículas elementales, sino que utilizamos esos números para seleccionar las historias que contribuyen a la suma de Feynman.

Parece que nos hallemos en un punto crítico en la historia de la ciencia, en el cual debemos modificar nuestra concepción de los objetivos y de lo que hace que una teoría física sea aceptable. Parece que los valores de los parámetros fundamentales, e incluso la forma de las leyes aparentes de la naturaleza, no son exigidos por ningún principio físico o lógico. Los parámetros pueden tomar muchos valores diferentes y las leyes pueden adoptar cualquier forma que conduzca a una teoría matemática autoconsistente, y toman en general valores diferentes y formas diferentes en universos diferentes. Puede que ello no satisfaga nuestro deseo humano de ser especiales o de descubrir unas instrucciones claras que contengan todas las leyes de la física, pero ésa parece ser la forma de funcionar de la naturaleza.

Parece haber un vasto paisaje de universos posibles. Tal como veremos en el capítulo siguiente, los universos en que pueda existir vida como la nuestra son raros. Vivimos en uno de los universos en que la vida es posible, pero tan sólo con que el universo fuera ligeramente diferente seres como nosotros no podrían existir. ¿Qué podemos hacer con esa sintonización tan fina? ¿Es una evidencia de que el universo, a fin de cuentas, fue diseñado por un Creador benévolo? ¿O bien la ciencia ofrece otra explicación?