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Eternidad e infinito
El multiverso inflacionario

A mediados del siglo XX, un grupo pionero de físicos se dio cuenta de que si se pudiera apagar el Sol, se eliminaran las demás estrellas de la Vía Láctea e incluso se hicieran desaparecer las galaxias más lejanas, el espacio no sería negro. Para el ojo humano parecería negro, pero si usted pudiera ver la radiación en la región de microondas del espectro, entonces a cualquier lugar adonde mirara vería un resplandor uniforme. ¿Su origen? El origen. Sorprendentemente, estos físicos descubrieron un mar ubicuo de radiación de microondas que llena el espacio y que es una reliquia actual de la creación del universo. La historia de este importante descubrimiento narra un logro extraordinario de la teoría del big bang, pero con el tiempo también puso de manifiesto una de las insuficiencias fundamentales de la teoría y con ello fijó el escenario para el siguiente descubrimiento mayor en cosmología después de los trabajos pioneros de Friedmann y Lemaître: la teoría inflacionaria.

La cosmología inflacionaria modifica la teoría del big bang al insertar un intenso brote de expansión enormemente rápida durante los primeros momentos del universo. Esta modificación, como veremos, resulta esencial para explicar algunas características, de otro modo desconcertantes, de la radiación reliquia. Pero más que eso, la cosmología inflacionaria es un capítulo clave en nuestra historia porque los científicos han comprendido poco a poco durante las últimas décadas que las versiones más convincentes de la teoría dan una vasta colección de universos paralelos, lo que transforma de manera radical el carácter de la realidad.

Reliquias de un comienzo caliente

George Gamow, un larguirucho físico de casi dos metros de altura conocido por sus importantes contribuciones a la física cuántica y la física nuclear en la primera mitad del siglo XX, era tan ingenioso y bromista como temerario. (En 1932, él y su mujer intentaron abandonar la Unión Soviética atravesando el mar Negro en un kayak bien abastecido con un buen surtido de chocolate y coñac; cuando las malas condiciones meteorológicas devolvieron a los fugitivos a la costa, Gamow fue capaz de engañar a las autoridades con una historia sobre los experimentos científicos desgraciadamente fracasados que había estado realizando en el mar). En los años cuarenta, después de haber cruzado con éxito el telón de acero (por tierra, y con menos chocolate) y haberse establecido en la Universidad Washington en St. Louis, Gamow dirigió su atención a la cosmología. Con la ayuda técnica de su doctorando Ralph Alpher, un estudiante de un talento extraordinario, la investigación de Gamow dio como resultado una imagen de los primeros momentos del universo mucho más vívida y detallada que la que había revelado el trabajo anterior de Friedmann (que había sido profesor de Gamow en Leningrado) y Lemaître. Con una pequeña puesta al día, la imagen de Gamow y Alpher es como sigue.

Inmediatamente después de su nacimiento, el universo extraordinariamente denso y caliente experimentó una actividad frenética. El espacio se expandió y enfrió rápidamente, lo que permitió que un mar de partículas se formara a partir del plasma primordial. Aunque en rápido descenso, durante los tres primeros minutos la temperatura permaneció suficientemente alta para que el universo actuara como un horno nuclear cósmico y se sintetizaran los núcleos atómicos más sencillos: hidrógeno, helio y cantidades en traza de litio. Pero pasados algunos minutos más, la temperatura cayó hasta unos 10⁸ grados Kelvin (K), aproximadamente diez mil veces la temperatura de la superficie del Sol. Aunque enormemente alta para los niveles cotidianos, esta temperatura era demasiado baja para sostener más procesos nucleares, por lo que a partir de este momento el tumulto de partículas se detuvo prácticamente. Durante los eones que siguieron no sucedieron muchas cosas excepto que el espacio siguió expandiéndose y el baño de partículas siguió enfriándose.

Luego, unos 370.000 años más tarde, cuando el universo se había enfriado hasta unos 3.000 K (la mitad de la temperatura de la superficie del Sol), la monotonía cósmica fue interrumpida por un giro de los acontecimientos. Hasta entonces, el espacio había estado lleno de un plasma de partículas que llevaban carga eléctrica, básicamente protones y electrones. Puesto que las partículas eléctricamente cargadas son las únicas con capacidad de dispersar fotones —partículas de luz—, el plasma primordial habría parecido opaco; los fotones, incesantemente zarandeados por electrones y protones, habrían producido un resplandor difuso similar a las luces de un automóvil en una densa niebla. Pero cuando la temperatura cayó por debajo de 3.000 K, el movimiento de electrones y núcleos se frenó lo suficiente como para amalgamarse en átomos; los electrones fueron capturados por los núcleos atómicos y quedaron atrapados en órbita alrededor de ellos. Ésta fue una transformación clave. Puesto que protones y electrones tienen cargas iguales pero opuestas, sus uniones en átomos son eléctricamente neutras. Y puesto que un plasma de compuestos eléctricamente neutros permite que los fotones lo atraviesen igual que un cuchillo caliente atraviesa la mantequilla, la formación de átomos permitió que la niebla cósmica aclarara y se liberara el eco cósmico del big bang. Desde entonces, los fotones primordiales han estado cruzando el espacio.

Bueno…, con una reserva importante. Aunque ya no zarandeados por partículas eléctricamente cargadas, los fotones han estado sometidos a otra influencia importante. A medida que el espacio se expande, las cosas se diluyen y se enfrían, incluidos los fotones. Pero a diferencia de las partículas de materia, los fotones no se frenan cuando se enfrían; al ser partículas de luz, siempre viajan a la velocidad de la luz. En lugar de frenarse, cuando los fotones se enfrían sus frecuencias vibracionales disminuyen, lo que significa que cambian de color. Los fotones violetas se desplazan hacia el azul, luego hacia el verde, el amarillo, el rojo, y luego al infrarrojo (como los que se hacen visibles con visores nocturnos), a las microondas (como las que calientan la comida al rebotar en las paredes de su horno microondas), y finalmente al dominio de las radiofrecuencias.

Tal como Gamow fue el primero en advertir y tal como Alpher y su colaborador Robert Hermann desarrollaron con gran fidelidad, todo esto significa que si la teoría del big bang es correcta, entonces el espacio debería estar ahora lleno en todas partes de fotones remanentes del suceso de la creación, que fluyen en todas direcciones, cuyas frecuencias vibracionales están determinadas por cuánto se ha expandido y enfriado el universo durante los miles de millones de años desde que quedaron liberados. Los cálculos matemáticos detallados mostraron que los fotones deberían haberse enfriado hasta cerca del cero absoluto, lo que llevó sus frecuencias a la región de microondas del espectro. Por esta razón, se les llama radiación cósmica de fondo de microondas.

Recientemente releí los artículos de Gamow, Alpher y Hermann que a finales de los años cuarenta anunciaban y explicaban estas conclusiones. Son prodigios de física teórica. Los análisis técnicos apenas requieren una formación de física a nivel de grado, y pese a todo los resultados son profundos. Los autores concluían que todos estamos inmersos en un baño de fotones, una reliquia cósmica que nos ha legado el ardiente nacimiento del universo.

Con estos antecedentes, quizá encuentre usted sorprendente que los artículos fueran ignorados. Esto se debe fundamentalmente a que fueron escritos durante una época dominada por la física cuántica y la física nuclear. La cosmología aún no se había establecido como una ciencia cuantitativa, de modo que la comunidad de la física era menos receptiva a lo que parecían estudios teóricos marginales. Hasta cierto punto, los artículos languidecieron también debido al inusual estilo jocoso de Gamow (en cierta ocasión modificó la autoría de un artículo que estaba escribiendo con Alpher para incluir a su amigo, el futuro premio Nobel, Hans Bethe, simplemente para hacer que la línea que incluía a los autores —Alpher, Bethe, Gamow— sonara como las tres primeras letras del alfabeto griego), con el resultado de que algunos físicos le tomaran menos en serio de lo que merecía. Como quiera que fuese, Gamow, Alpher y Hermann no consiguieron que nadie se interesara por sus resultados, y mucho menos persuadir a los astrónomos para que dedicaran un esfuerzo importante a detectar la radiación reliquia que predecían. Los artículos fueron rápidamente olvidados.

A principios de los años sesenta, sin ser conscientes del trabajo anterior, los físicos de Princeton Robert Dicke y Jim Peebles siguieron un camino similar y también se dieron cuenta de que el legado del big bang debería de ser la presencia de una radiación de fondo ubicua que llenaba el espacio.^[22] Sin embargo, a diferencia de los miembros del equipo de Gamow, Dicke era un reputado físico experimental, y por eso no necesitaba convencer a nadie para buscar la radiación por observación. Podía hacerlo él mismo. Junto con sus estudiantes David Wilkinson y Peter Roll, Dicke ideó un esquema experimental para captar algunos de los fotones vestigios del big bang. Pero antes de que los investigadores de Princeton pudieran poner a prueba su plan, recibieron una de las más famosas llamadas telefónicas de la historia de la ciencia.

Mientras Dicke y Peebles habían estado calculando, los físicos Arno Penzias y Robert Wilson en Bell Labs, a menos de cincuenta kilómetros de Princeton, habían estado luchando con una antena de radiocomunicaciones (casualmente, estaba basada en un diseño al que había llegado Dicke en los años cuarenta). Por muchos ajustes que hicieran, la antena daba un inevitable ruido de fondo en forma de pitido continuo. Penzias y Wilson estaban convencidos de que algo funcionaba mal en su aparato. Pero entonces llegó una fortuita cadena de conversaciones. Empezó con una charla que dio Peebles en febrero de 1965 en la Universidad Johns Hopkins, a la que asistió el radioastrónomo Kenneth Turner, del Instituto Carnegie, quien comentó los resultados que había presentado Peebles a su colega del MIT Bernard Burke, quien casualmente había estado en contacto con Penzias en los Bell Labs. Al saber de la investigación de Princeton, el equipo de los Bell Labs comprendió que su antena estaba pitando por una buena razón: estaba recogiendo la radiación cósmica de fondo de microondas. Penzias y Wilson llamaron a Dicke, quien rápidamente les confirmó que ellos habían dado sin querer con la reverberación del big bang.

Los dos grupos acordaron publicar sus artículos simultáneamente en el prestigioso Astrophysical Journal. El grupo de Princeton discutió su teoría del origen cosmológico de la radiación de fondo, mientras que el equipo de los Bell Labs informó, en un lenguaje más conservador y sin hacer mención a la cosmología, de la detección de una radiación de microondas uniforme que permeaba el espacio. Ninguno de los dos artículos mencionaba el trabajo anterior de Gamow, Alpher y Hermann. Por su descubrimiento, Penzias y Wilson fueron galardonados en 1978 con el premio Nobel de Física.

Gamow, Alpher y Hermann quedaron profundamente disgustados, y en los años que siguieron se esforzaron en que se reconociera su trabajo. Sólo de forma gradual y con retraso saludó la comunidad física su papel primario en este descubrimiento trascendental.

La misteriosa uniformidad de los fotones antiguos

Durante las décadas transcurridas desde que se observara por primera vez, la radiación cósmica de fondo de microondas se ha convertido en una herramienta crucial en las investigaciones cosmológicas. La razón está clara. En muchos campos, los investigadores darían cualquier cosa por tener una visión directa y sin trabas del pasado. En su lugar, generalmente tienen que componer una visión de las condiciones remotas basada en residuos: fósiles alterados por la meteorología, pergaminos en descomposición o restos momificados. La cosmología es el único campo en el que realmente podemos ser testigos de la historia. Los puntos de luz estelar que podemos ver a simple vista son chorros de fotones que han estado viajando hacia nosotros durante años o durante miles de años. La luz procedente de objetos más lejanos, captada por potentes telescopios, ha estado viajando hacia nosotros durante mucho más tiempo, a veces durante miles de millones de años. Cuando usted mira esa luz tan antigua, está viendo —literalmente— tiempos antiguos. Aquellas idas y venidas primordiales ocurrían lejos, pero la aparente uniformidad a gran escala del universo es un fuerte argumento a favor de que lo que estaba sucediendo allí también estaba sucediendo, en promedio, aquí. Al mirar hacia arriba, estamos mirando hacia atrás.

Los fotones cósmicos de microondas nos permiten aprovechar al máximo esta oportunidad. Por mucho que mejore la tecnología, los fotones de microondas son los más viejos que cabe esperar que veamos, porque sus hermanos mayores quedaron atrapados por las condiciones neblinosas que dominaron durante eras anteriores. Cuando examinamos los fotones del fondo cósmico de microondas, estamos atisbando cómo eran las cosas hace casi catorce mil millones de años.

Los cálculos muestran que hoy hay unos cuatrocientos millones de estos fotones cósmicos de microondas atravesando cada metro cúbico de espacio. Aunque nuestros ojos no puedan verlos, un televisor viejo puede hacerlo. Aproximadamente un 1 por 100 de la nieve en una pantalla de un televisor que no esté conectado a una antena y esté sintonizado a una emisora que ha dejado de emitir se debe a la recepción de fotones del big bang. Es una idea curiosa. Las mismas ondas que transmiten reposiciones de Todo en casa y los Honeymooners^[23] llevan algunos de los más viejos fósiles del universo, fotones que comunican un drama que se representó cuando el cosmos sólo tenía unos pocos cientos de miles de años.

La predicción correcta que hacía el modelo del big bang de que el espacio debería estar lleno de radiación de fondo de microondas fue un triunfo. Durante tan sólo trescientos años de pensamiento científico y progreso tecnológico, nuestra especie pasó de observar a través de telescopios rudimentarios y dejar caer bolas desde torres inclinadas a captar procesos físicos en acción inmediatamente después de que el universo hubiera nacido. Sin embargo, una posterior investigación de los datos planteó una dificultad. Medidas cada vez más refinadas de la temperatura de la radiación, hechas no con receptores de televisión sino con algunos de los equipos astronómicos más precisos nunca construidos, mostraron que —sorprendentemente— la radiación era completamente uniforme en todo el espacio. A cualquier punto hacia el que se dirija el detector, la temperatura es 2,725 grados sobre el cero absoluto. El enigma consiste en explicar cómo puede darse una uniformidad tan fantástica.

Dadas las ideas presentadas en el capítulo 2 (y mi comentario cuatro párrafos antes), puedo imaginarle diciendo: «Bien, ése es precisamente el principio cosmológico en acción: ningún lugar en el universo es especial comparado con cualquier otro, de modo que la temperatura debería ser la misma en todos». Muy bien. Pero recuerde que el principio cosmológico era una hipótesis simplificadora que los físicos, Einstein incluido, utilizaban para hacer tratable el análisis matemático de la evolución del universo. Puesto que la radiación de fondo de microondas es realmente uniforme a lo largo del espacio, proporciona una prueba observacional convincente del principio cosmológico, y refuerza nuestra confianza en las conclusiones que el principio cosmológico ayudó a revelar. Pero la sorprendente uniformidad de la radiación pone el foco de atención sobre el propio principio cosmológico. Por razonable que pueda sonar el principio cosmológico, ¿qué mecanismo estableció la uniformidad a escala cósmica que confirman las observaciones?

Más rápido que la velocidad de la luz

Todos hemos tenido la sensación algo incómoda de estrechar la mano de alguien y encontrarla caliente (no tan malo) o fría y sudorosa (decididamente peor). Pero si usted mantuviera sujeta esa mano, encontraría que la modesta diferencia de temperaturas rápidamente disminuiría. Cuando los objetos están en contacto, el calor migra del más caliente al más frío, hasta que sus temperaturas se igualan. Usted experimenta esto continuamente. Ésa es la razón por la que el café que deja en su mesa llega finalmente a la temperatura ambiente.

Parece que un razonamiento similar explicaría la uniformidad de la radiación de fondo de microondas. Como sucede con las manos estrechadas y el café sin tocar, la uniformidad refleja presumiblemente la familiar tendencia de un ambiente hacia una temperatura global común. La única novedad del proceso es que se supone que la tendencia ha tenido lugar sobre distancias cósmicas.

Sin embargo, esta explicación falla en la teoría del big bang.

Para que los lugares o las cosas lleguen a una temperatura común, una condición esencial es el contacto mutuo. Puede ser directo, como al estrechar las manos, o mínimo, a través de un intercambio de información de modo que las condiciones en distintas localizaciones puedan quedar correlacionadas. Sólo mediante dicha influencia mutua puede alcanzarse un ambiente común compartido. Un termo está diseñado para impedir tales interacciones, lo que evita el impulso hacia la uniformidad y conserva las diferencias de temperatura.

Esta simple observación ilustra el problema que se plantea con la ingenua explicación de la uniformidad de la temperatura cósmica. Localizaciones en el espacio que están muy separadas —digamos, un punto a su derecha, tan profundo en el cielo nocturno que la primera luz que emitió acaba de llegarle a usted, y un segundo punto similar pero a su izquierda— nunca han interaccionado. Aunque usted puede verlos a ambos, la luz procedente de uno de ellos aún tiene que cubrir una enorme distancia antes de llegar al otro. Así pues, observadores hipotéticos situados en los lejanos lugares izquierdo y derecho aún tienen que verse uno a otro, y puesto que la velocidad de la luz fija un límite superior a la rapidez con que puede viajar cualquier cosa, aún no han interaccionado de ninguna manera. Para utilizar el lenguaje del capítulo anterior, cada uno está más allá del horizonte cósmico del otro.

Esta descripción hace evidente el misterio. Usted estaría perplejo si los habitantes de esos lugares distantes hablaran el mismo lenguaje y tuvieran bibliotecas llenas con los mismos libros. Sin contacto, ¿cómo podría haberse establecido una herencia común? Igualmente perplejo debería estar al saber que, sin ningún contacto aparente, estas regiones ampliamente separadas comparten una temperatura común, una temperatura que coincide con una precisión mejor que cuatro cifras decimales.

Hace años, cuando conocí por primera vez este enigma, yo estaba perplejo. Pero tras pensar más en ello, quedé intrigado por el enigma. ¿Cómo es posible que dos objetos que habían estado juntos en un tiempo —como creemos que estuvieron todas las cosas del universo en el momento del big bang— se hayan separado tan rápidamente que la luz emitida por uno no hubiera tenido tiempo de llegar al otro? La luz fija el límite de velocidad cósmica, así que ¿cómo podían los objetos llegar a tener una separación espacial mayor que la que la luz habría atravesado en ese tiempo?

La respuesta ilumina un punto que no se suele abordar de la forma adecuada. La velocidad límite que fija la luz se refiere solamente al movimiento de objetos a través del espacio. Pero las galaxias se alejan unas de otras no porque estén viajando a través del espacio —las galaxias no tienen motores de reacción—, sino más bien porque el propio espacio se está dilatando y las galaxias están siendo arrastradas por el flujo global.^[24] Y el caso es que la relatividad no pone límites a la rapidez con que puede dilatarse el espacio, de modo que no hay límite a la rapidez con la que las galaxias que están siendo separadas por la dilatación se alejan unas de otras. La velocidad de recesión entre dos galaxias cualesquiera puede superar cualquier velocidad, incluida la velocidad de la luz.

De hecho, las matemáticas de la relatividad general muestran que en los primeros instantes del universo el espacio se habría dilatado tan rápidamente que las regiones se habrían separado a una velocidad mayor que la de la luz. Como resultado, habrían sido incapaces de ejercer ninguna influencia unas sobre otras. La dificultad está entonces en explicar cómo se establecieron temperaturas casi idénticas en dominios cósmicos independientes, un enigma al que los cosmólogos han llamado el problema del horizonte.

Ampliando horizontes

En 1979, Alan Guth (que entonces trabajaba en el Centro del Acelerador Lineal de Stanford) dio con una idea que, con posteriores refinamientos críticos por parte de Andrei Linde (entonces investigador en el Instituto de Física Lebedev en Moscú), y Paul Steinhardt y Andreas Albrecht (un dúo profesor-estudiante que entonces trabajaba en la Universidad de Pensilvania), es ampliamente aceptada como solución al problema del horizonte. Esta solución, la cosmología inflacionaria, se basa en algunas características sutiles de la relatividad general de Einstein que describiré enseguida, pero sus líneas generales pueden resumirse fácilmente.

El problema del horizonte aqueja a la teoría del big bang estándar porque las regiones del espacio se separan con demasiada rapidez para que se establezca el equilibrio térmico. La teoría inflacionaria resuelve el problema reduciendo la velocidad con la que las regiones se estaban separando en los primeros momentos, lo que les da tiempo más que suficiente para llegar a la misma temperatura. La teoría propone entonces que después de completar este «estrechamiento de manos cósmico» hubo un breve brote de expansión enormemente rápida y a un ritmo cada vez mayor —llamada expansión inflacionaria— que compensó con creces la lenta salida, impulsando rápidamente las regiones hasta posiciones enormemente distantes en el cielo. Las condiciones uniformes que observamos ya no plantean un misterio, puesto que se estableció una temperatura común antes de que las regiones fueran rápidamente separadas.^[25] A grandes rasgos, ésta es la esencia de la propuesta inflacionaria.^[26]

Hay que tener en mente, no obstante, que los físicos no dictan cómo se expande el universo. Hasta donde podemos decir a partir de nuestras más refinadas observaciones, son las ecuaciones de la relatividad general de Einstein las que lo hacen. La viabilidad del escenario inflacionario depende por ello de si la modificación que propone a la expansión big bang estándar puede emerger de las matemáticas de Einstein. A primera vista, esto no es ni mucho menos obvio.

Por ejemplo, estoy totalmente seguro de que si usted tuviera que poner al día a Newton dándole un curso de cinco minutos sobre relatividad general, explicándole las líneas generales del espacio curvo y el universo en expansión, él encontraría absurda su posterior descripción de la propuesta inflacionaria. Newton se mantendría firme en que, independientemente de las fantásticas matemáticas y el extraño lenguaje einsteniano, la gravedad sigue siendo una fuerza atractiva. Y por ello, resaltaría él con un puñetazo en la mesa, la gravedad actúa acercando los objetos y frenando cualquier divergencia cósmica. Una expansión que empieza despacio y luego se acelera bruscamente durante un breve período podría resolver el problema del horizonte, pero es una ficción. Newton diría que igual que la atracción gravitatoria implica que la velocidad de una pelota de béisbol bateada decrece a medida que la bola asciende, también implica que la expansión cósmica debe frenarse con el tiempo. Por supuesto, si la expansión se reduce hasta cero y luego se convierte en una contracción cósmica, la implosión puede acelerarse con el tiempo, igual que la velocidad de la pelota puede aumentar cuando empieza su trayectoria descendente. Pero la velocidad de la expansión espacial no puede aumentar.

Newton está cometiendo un error, pero usted no puede culparle por esto. La culpa está en el apresurado resumen de la relatividad general que usted le ha hecho. No me malinterprete. Es comprensible que, con sólo cinco minutos (uno de ellos dedicado a explicar el béisbol), usted se centrara en el espacio-tiempo curvo como la fuente de la gravedad. El propio Newton había llamado la atención sobre el hecho de que no había ningún mecanismo conocido para transmitir la gravedad, y él siempre vio eso como una laguna en su propia teoría. Naturalmente, usted quería mostrarle la solución de Einstein. Pero la teoría de la gravedad de Einstein hizo mucho más que simplemente llenar una laguna en la física newtoniana. La gravedad en la relatividad general difiere en su esencia de la gravedad en la física newtoniana, y en el presente contexto hay una característica que reclama un énfasis.

En la teoría de Newton, la gravedad viene solamente de la masa de un objeto. Cuanto mayor es la masa, mayor es el tirón gravitatorio del objeto. En la teoría de Einstein, la gravedad viene de la masa (y energía) de un objeto, pero también de su presión. Pese una bolsa cerrada de patatas fritas. Pésela de nuevo, pero esta vez estruje la bolsa de modo que el aire en su interior esté sometido a una presión mayor. Según Newton, el peso será el mismo, porque no ha habido cambio en la masa. Según Einstein, la bolsa comprimida pesará un poco más porque, aunque la masa es la misma, ha habido un aumento de la presión.^[27] En circunstancias cotidianas no somos conscientes de ello, porque para objetos ordinarios el efecto es fantásticamente minúsculo. Incluso así, la relatividad general, y los experimentos que la han mostrado correcta, deja perfectamente claro que la presión contribuye a la gravedad.

Esta desviación de la teoría de Newton es crítica. La presión del aire, ya sea el aire en una bolsa de patatas fritas, en un globo inflado o en la habitación en donde usted está leyendo ahora, es positiva, lo que significa que el aire empuja hacia fuera. En relatividad general, la presión positiva, como la masa positiva, contribuye a la gravedad de forma positiva, lo que da como resultado un aumento en el peso. Pero mientras que la masa es siempre positiva, hay situaciones en las que la presión puede ser negativa. Pensemos en una banda elástica estirada. Más que empujar hacia fuera, las moléculas tirantes de la banda elástica tiran hacia dentro, ejerciendo lo que los físicos llaman presión negativa (o, de forma equivalente, tensión). E igual que la relatividad general muestra que la presión positiva da lugar a gravedad atractiva, también muestra que la presión negativa da lugar a lo contrario: gravedad repulsiva.

¿Gravedad repulsiva?

Esto haría estallar la mente de Newton. Para él, la gravedad era sólo atractiva. Pero la mente de usted debería quedar intacta: ya ha encontrado esta cláusula extraña en el contrato de la relatividad general con la gravedad. ¿Recuerda la constante cosmológica de Einstein, discutida en el capítulo anterior? Allí afirmé que al infundir una energía uniforme en el espacio, una constante cosmológica genera gravedad repulsiva. Pero en ese encuentro previo no expliqué por qué sucede esto. Ahora puedo hacerlo. Una constante cosmológica no sólo dota al tejido del espacio con una energía uniforme determinada por el valor de la constante (el número en la tercera línea de la apócrifa declaración de renta de la relatividad), sino que también llena el espacio con una presión negativa uniforme (veremos por qué en un momento). Y, como antes, cuando se trata de la fuerza gravitatoria que cada una produce, la presión negativa hace lo contrario que la masa positiva y la presión positiva. Produce gravedad repulsiva.^[28]

En las manos de Einstein, la gravedad repulsiva fue utilizada con un único propósito equivocado. Propuso ajustar muy bien la cantidad de presión negativa que permea el espacio para garantizar que la gravedad repulsiva producida contrarrestara exactamente la gravedad atractiva ejercida por los contenidos materiales más familiares del universo, lo que da un universo estático. Como hemos visto, él renunció posteriormente a esta jugada. Seis décadas después, quienes desarrollaron la teoría inflacionaria proponían un tipo de gravedad repulsiva que difería de la versión de Einstein tanto como el final de la Octava sinfonía de Mahler difiere del zumbido de un diapasón. Más que un moderado y continuo empuje hacia fuera que estabilizara el universo, la teoría inflacionaria concibe un gigantesco impulso de gravedad repulsiva que es asombrosamente corto y tormentosamente intenso. Las regiones del espacio tuvieron mucho tiempo antes del brote expansivo para llegar a la misma temperatura, pero luego, a caballo de la ola, cubrieron las grandes distancias necesarias para alcanzar sus posiciones observadas en el cielo.

Llegado este punto, seguramente Newton le lanzaría otra mirada desaprobadora. Siempre escéptico, él encontraría otro problema en su explicación. Después de hacerse con los detalles más intrincados de la relatividad general al hojear rápidamente uno de los libros de texto estándar, él aceptaría el hecho extraño de que la gravedad puede ser repulsiva en teoría. Pero, preguntaría, ¿qué es todo eso de la presión negativa que permea el espacio? Una cosa es utilizar el tirón hacia dentro de una banda elástica estirada como un ejemplo de presión negativa, y otra es argumentar que hace miles de millones de años, más o menos en el instante del big bang, el espacio estaba momentáneamente permeado por una enorme y uniforme presión negativa. ¿Qué cosa, o qué proceso, o qué entidad tiene la capacidad de suministrar una presión negativa tan fugaz pero ubicua?

El genio de los pioneros de la inflación iba a ofrecer una respuesta. Ellos demostraron que la presión negativa requerida para un brote de antigravedad emerge de forma natural de un nuevo mecanismo que incluye ingredientes conocidos como campos cuánticos. En el caso de nuestra historia, los detalles son cruciales, porque la manera en que resulta la expansión es central para la versión de los universos paralelos a que da lugar.

Campos cuánticos

En los días de Newton la física se interesaba en el movimiento de los objetos que uno puede ver —piedras, proyectiles de artillería, planetas—, y las ecuaciones que él desarrolló reflejaban muy bien este centro de interés. Las leyes de movimiento de Newton son una encarnación matemática de cómo se mueven cuerpos tan tangibles cuando son empujados, atraídos o lanzados al aire. Durante más de un siglo, éste fue un enfoque maravillosamente fructífero. Pero a comienzos del siglo XIX, el científico inglés Michael Faraday inició una trasformación en el pensamiento con el escurridizo pero demostrablemente poderoso concepto de campo.

Tome un potente imán de nevera y colóquelo dos centímetros por encima de un clip. Usted sabe lo que sucede. El clip salta y se pega a la superficie del imán. Esta demostración es tan tópica, tan familiar, que es fácil pasar por alto lo extraña que es. Sin tocar el clip, el imán puede hacer que se mueva. ¿Cómo es posible? ¿Cómo puede ejercerse una influencia en ausencia de cualquier contacto con el clip? Estas y muchas consideraciones relacionadas llevaron a Faraday a postular que aunque el imán no toca al clip, produce algo que sí lo hace. Ese algo es lo que Faraday llamó un campo magnético.

Nosotros no podemos ver los campos producidos por los imanes; no podemos oírlos; ninguno de nuestros sentidos es sensible a ellos. Pero eso simplemente refleja limitaciones fisiológicas. Así como una llama genera calor, también un imán genera un campo magnético. Estando más allá del contorno físico del imán sólido, el campo de un imán es una «niebla» o «esencia» que llena el espacio y da poder al imán.

Los campos magnéticos son sólo un tipo de campo. Las partículas cargadas dan lugar a otro tipo: los campos eléctricos, tales como los responsables de la sacudida que usted recibe a veces cuando agarra el pomo metálico en la puerta de una habitación enmoquetada. De forma inesperada, los experimentos de Faraday mostraron que los campos eléctrico y magnético están íntimamente relacionados: él encontró que un campo eléctrico variable genera un campo magnético, y viceversa. En la segunda mitad del siglo XIX, James Clerk Maxwell dio forma matemática a estas ideas, describiendo los campos eléctrico y magnético en términos de números asignados a cada punto en el espacio; los valores de los números reflejan la capacidad del campo, en esa localización, para ejercer influencia. Lugares en el espacio donde los valores numéricos del campo magnético son altos, por ejemplo en una cavidad de un aparato de imagen por resonancia magnética (MRI), son lugares donde los objetos metálicos sentirían un fuerte tirón o empuje. Lugares en el espacio donde los valores numéricos del campo eléctrico son altos, por ejemplo en el interior de una nube de tormenta, son lugares donde pueden ocurrir potentes descargas eléctricas tales como un relámpago.

Maxwell descubrió ecuaciones, que ahora llevan su nombre, que gobiernan cómo varía la intensidad de los campos eléctrico y magnético de un punto a otro en el espacio y de un instante a otro en el tiempo. Estas mismas ecuaciones gobiernan el mar de campos eléctricos y magnéticos rizados, denominado ondas electromagnéticas, dentro del cual estamos todos inmersos. Encienda un teléfono móvil, una radio, o un computador inalámbrico, y las señales recibidas representan una porción minúscula de la maraña de transmisiones electromagnéticas que le atraviesan silenciosamente cada segundo. Y lo más sorprendente de todo: las ecuaciones de Maxwell revelaron que la propia luz visible es una onda electromagnética, una onda que podemos ver porque la evolución ha preparado nuestros ojos para ello.

En la segunda mitad del siglo XX, los físicos unificaron el concepto de campo con su creciente comprensión del micromundo compendiada por la mecánica cuántica. El resultado, la teoría cuántica de campos proporciona un marco matemático para nuestras más refinadas teorías de la materia y las fuerzas de la naturaleza. Utilizándola, los físicos han establecido que, además de los campos eléctrico y magnético, existe toda una panoplia de otros campos con nombres tales como campos nucleares fuerte y débil y campos de electrones, quarks y neutrinos. Un campo que hasta la fecha sigue siendo puramente hipotético, el campo inflatón, proporciona una base teórica para la cosmología inflacionaria.^[29]

Campos cuánticos e inflación

Los campos portan energía. Cualitativamente lo sabemos porque los campos realizan tareas que requieren energía, como hacer que se muevan objetos (tales como clips). Cuantitativamente, las ecuaciones de la teoría cuántica de campos nos muestran cómo, dado el valor numérico de un campo en una localización concreta, se puede calcular la cantidad de energía que contiene. Normalmente, cuanto mayor es el valor, mayor es la energía. El valor de un campo puede variar de un lugar a otro, pero si fuera constante, si tomara el mismo valor en todas partes, llenaría el espacio con la misma energía en cada punto. La idea crítica de Guth fue que tales configuraciones de campo uniformes llenan el espacio no sólo con energía uniforme, sino también con presión negativa uniforme. Y con ello, él encontró un mecanismo físico para generar gravedad repulsiva.

Para ver por qué un campo uniforme da presión negativa, pensemos primero en una situación más ordinaria que incluye presión positiva: la apertura de una botella de Dom Pérignon. Cuando usted saca lentamente el corcho, puede sentir la presión positiva del dióxido de carbono del champán que empuja hacia fuera, impulsando el corcho desde la botella hacia su mano. Un hecho que usted puede verificar directamente es que esta fuerza hacia fuera drena un poco de energía del champán. ¿Ve usted esos zarcillos de vapor cerca del cuello de la botella cuando el corcho ha salido? Se forman porque la energía que consume el champán al empujar el corcho produce una caída en la temperatura que, como sucede con su aliento en un frío día de invierno, hace que el vapor de agua ambiente se condense.

Imaginemos ahora que se reemplaza el champán por algo menos festivo pero más pedagógico: un campo cuyo valor es uniforme a lo largo de la botella. Ahora, cuando usted quite el corcho experimentará algo muy diferente. A medida que desliza el corcho hacia fuera, deja un pequeño volumen extra dentro de la botella disponible para que el campo lo permee. Puesto que un campo uniforme aporta la misma energía en cada localización, cuanto mayor es el volumen que llena el campo, mayor es la energía total que contiene la botella. Lo que significa que, a diferencia de lo que ocurre con el champán, el acto de quitar el corcho añade energía a la botella.

¿Cómo podría ser? ¿De dónde vendría la energía? Bien, piense en lo que sucede si los contenidos de la botella, en lugar de empujar el corcho hacia fuera, tiran del corcho hacia dentro. Esto requeriría que usted tirara del corcho para sacarlo, un esfuerzo que a su vez transferiría energía de sus músculos a los contenidos de la botella. Para explicar el aumento en la energía de la botella concluimos entonces que, a diferencia del champán, que empuja hacia fuera, un campo uniforme succiona hacia dentro. Eso es lo que entendemos al decir que un campo uniforme produce una presión negativa, y no positiva.

Aunque no hay ningún sumiller que descorche el cosmos, es válida la misma conclusión: si hay un campo —el hipotético campo inflatón— que tiene un valor uniforme a lo largo de una región del espacio, llenará dicha región no sólo con energía sino también con presión negativa. Y, como es ahora familiar, tal presión negativa produce gravedad repulsiva, que impulsa una expansión del espacio cada vez más rápida. Cuando Guth introdujo en las ecuaciones de Einstein los valores numéricos probables para la energía y presión del inflatón en consonancia con el ambiente extremo del universo primitivo, las matemáticas revelaron que la resultante gravedad repulsiva sería enorme. Fácilmente sería muchos órdenes de magnitud más intensa que la fuerza repulsiva que Einstein concibió años antes cuando flirteaba con la constante cosmológica, e impulsaría un espectacular estiramiento espacial. Sólo esto ya era excitante. Pero Guth se dio cuenta de que había un premio adicional inevitable.

El mismo razonamiento que explica por qué un campo uniforme tiene presión negativa se aplica también a una constante cosmológica. (Si la botella contiene espacio vacío dotado con una constante cosmológica, entonces cuando usted quita lentamente el corcho, el espacio extra que deja disponible dentro de la botella aporta energía extra. La única fuente para esta energía extra es sus músculos, que por consiguiente deben haber forcejeado contra una presión negativa hacia dentro suministrada por la constante cosmológica). Y, como sucede con un campo uniforme, una presión negativa uniforme de una constante cosmológica también da gravedad repulsiva. Pero el punto vital aquí no son las similitudes per se, sino la forma en que difieren una constante cosmológica y un campo uniforme.

Una constante cosmológica es precisamente eso: una constante, un número fijo introducido en la tercera línea de la declaración de renta de la relatividad general que generaría hoy la misma gravedad repulsiva que hace miles de millones de años. Por el contrario, el valor de un campo puede cambiar, y generalmente lo hará. Cuando usted enciende su horno microondas, cambia el campo electromagnético que llena su interior; cuando el técnico activa el interruptor de un aparato MRI, cambia el campo electromagnético que atraviesa la cavidad. Guth se dio cuenta de que un campo inflatón que llenara el espacio podría comportarse de un modo similar —encendiendo un brote y luego apagándolo—, lo que permitiría que la gravedad repulsiva actúe solo durante una breve ventana de tiempo. Eso es esencial. Las observaciones establecen que si sucedió el rápido crecimiento del espacio, debió de haber sucedido hace miles de millones de años y luego se frenó abruptamente hasta llegar a la expansión más sosegada que evidencian las medidas astronómicas detalladas. Por eso, una característica sumamente importante de la propuesta inflacionaria es que la era de potente gravedad repulsiva es transitoria.

El mecanismo para encender y luego apagar el brote inflacionario se basa en la física que desarrolló inicialmente Guth pero que Linde, y Albrecht y Steinhardt, refinaron sustancialmente. Para hacerse una idea de su propuesta, piense en una bola —mejor aún, piense en un casi redondo Eric Cartman,^[30] en equilibrio precario en la cima de una de las montañas cubiertas de nieve de South Park. Un físico diría que debido a su posición, Cartman contiene energía. Más exactamente, contiene energía potencial, lo que significa que tiene energía acumulada que está lista para ser aprovechada, de forma muy fácil si cae rodando, lo que transformaría la energía potencial en energía de movimiento (energía cinética). La experiencia atestigua, y las leyes de la física precisan, que esto es lo normal. Un sistema que contiene energía potencial aprovechará cualquier oportunidad para liberar dicha energía. En pocas palabras, las cosas caen.

La energía que lleva un campo de valor no nulo es también energía potencial: también puede ser aprovechada, lo que da como resultado una incisiva analogía con Cartman. Del mismo modo que el aumento en la energía potencial de Cartman cuando sube a la montaña está determinado por la forma de la pendiente —en las regiones más planas su energía potencial varía mínimamente cuando camina, porque apenas asciende, mientras que en las regiones con más pendiente su energía potencial aumenta rápidamente—, la energía potencial de un campo está descrita por una forma análoga, llamada curva de energía potencial. Una curva semejante, como en la Figura 3.1, determina cómo varía la energía potencial de un campo con su valor.

Siguiendo a los pioneros de la inflación, imaginémonos que en los primeros momentos del cosmos el espacio está lleno uniformemente con un campo inflatón, cuyo valor lo sitúa en lo alto de su curva de energía potencial. Imaginemos además, nos dicen estos físicos, que la curva de energía potencial se nivela para dar una suave meseta (como en la Figura 3.1), lo que permite que el campo inflatón pase más tiempo cerca de la cima. En estas condiciones hipotéticas, ¿qué sucederá?

Dos cosas, ambas críticas. Mientras el inflatón está en la meseta, llena el espacio con una gran energía potencial y presión negativa, lo que impulsa un brote de expansión inflacionaria. Pero, así como Cartman libera su energía potencial rodando pendiente abajo, también el campo inflatón libera su energía potencial haciendo rodar su valor, a lo largo del espacio, hasta números menores. Y cuando su valor decrece, la energía y la presión negativa que alberga se disipan, poniendo fin al período de rápida expansión. Igualmente importante, la energía liberada por el campo inflatón no se pierde; así como el vapor contenido en un recipiente que se enfría se condensa en gotas de agua, la energía del inflatón se condensa en un baño uniforme de partículas que llenan el espacio. Este proceso en dos pasos —expansión breve pero rápida, seguida de conversión de energía en partículas— da como resultado una enorme y uniforme extensión espacial llena con el material bruto de estructuras familiares como estrellas y galaxias.

FIGURA 3.1. La energía contenida en un campo inflatón (eje vertical) para valores dados del campo (eje horizontal).

Los detalles precisos dependen de factores que ni la teoría ni la observación han determinado hasta ahora (el valor inicial del campo inflatón, la forma exacta de la pendiente de la energía potencial y demás),^[31] pero en versiones típicas los cálculos matemáticos muestran que la energía del inflatón rodaría pendiente abajo en una minúscula fracción de segundo, del orden de 10^–35 segundos. Y pese a ello, durante ese breve período de tiempo el espacio se expandiría en un factor colosal, quizá 10³⁰, si no más. Estos números son tan extremos que desafían las analogías. Implican que una región del espacio del tamaño de un guisante se estiraría hasta un tamaño mayor que el universo observable en un intervalo de tiempo tan corto que un parpadeo lo superaría en un factor de mil billones de trillones.

Por difícil que sea imaginar una escala semejante, lo que es esencial es que la región del espacio que abarcaba el universo observable era tan pequeña que fácilmente habría llegado a una temperatura uniforme antes de que el rápido brote la estirara hasta convertirla en nuestra gran extensión cósmica. La expansión inflacionaria, y miles de millones de años de evolución cósmica posterior, dieron como resultado que esta temperatura se enfriara sustancialmente, pero la uniformidad pronto establecida dicta un resultado uniforme hoy. Esto resuelve el misterio de cómo se dieron las condiciones uniformes del universo. En la inflación, una temperatura uniforme a lo largo del espacio es inevitable.^[32]

Inflación eterna

Durante las casi tres décadas transcurridas desde su descubrimiento, la inflación ha sido un pilar de la investigación cosmológica. Pero para tener una imagen precisa del panorama de la investigación, usted debería ser consciente de que la inflación es un marco cosmológico, pero no una teoría específica. Los investigadores han demostrado que hay muchas formas de llegar a la inflación, que difieren en detalles tales como el número de campos inflatón que suministra la presión negativa, las curvas concretas de energía potencial a la que está sometido cada campo y demás. Por suerte, las diversas realizaciones de la inflación tienen algunas consecuencias en común, así que podemos extraer conclusiones incluso a falta de una versión definitiva.

Entre éstas es de gran importancia una que fue plenamente advertida por primera vez por Alexander Vilenkin de la Universidad Tufts y desarrollada posteriormente por otros, incluyendo muy en especial a Linde.^[33] De hecho, es la razón por la que he dedicado la primera mitad de este capítulo a explicar el marco inflacionario.

En muchas versiones de la teoría inflacionaria, el brote de expansión espacial no es un suceso único. En su lugar, el proceso por el que se formó nuestra región de universo —rápido estiramiento del espacio, seguido de una transición a una expansión más lenta y normal, junto con la producción de partículas— puede suceder una y otra vez en varias localizaciones muy remotas a lo largo del cosmos. A vista de pájaro, el cosmos aparecería agujereado con muchas regiones ampliamente separadas, cada una de ellas consecuencia de una porción de espacio que ha experimentado un brote inflacionario. Nuestro dominio, al que siempre hemos considerado el universo, sería entonces tan sólo una de estas numerosas regiones flotando dentro de una extensión espacial inmensamente mayor. Si existe vida inteligente en las otras regiones, sin duda esos seres pensarán también que su universo es el universo. Y así, la cosmología inflacionaria nos lleva directos a nuestra segunda variación sobre el tema de los universos paralelos.

Para comprender cómo se produce este multiverso inflacionario tenemos que ocuparnos de dos complicaciones que mi analogía con Cartman pasó por alto.

En primer lugar, la imagen de Cartman en la cima de una montaña ofrecía una analogía con un campo inflatón que albergaba alta energía potencial y presión negativa, a punto de rodar hasta valores más bajos. Pero mientras que Cartman está en la cima de una única montaña, el campo inflatón tiene un valor en cada punto del espacio. La teoría postula que el campo inflatón empieza con el mismo valor en cada localización dentro de una región inicial. Y por ello habríamos obtenido una versión más fiel de la ciencia si imaginamos algo un poco extraño: muchos clones de Cartman en lo alto de muchas montañas idénticas y muy próximas a lo largo de una extensión espacial.

En segundo lugar, hasta ahora apenas hemos tocado el aspecto cuántico de la teoría cuántica de campos. El campo inflatón, como cualquier otra cosa en nuestro universo cuántico, está sujeto a la incertidumbre cuántica. Esto significa que su valor sufrirá fluctuaciones cuánticas aleatorias, aumentando momentáneamente un poco aquí y disminuyendo un poco allá. En situaciones cotidianas, las fluctuaciones cuánticas son demasiado pequeñas para ser advertidas. Pero los cálculos muestran que cuanta más energía tiene un inflatón, mayores serán las fluctuaciones que experimentará debido a la incertidumbre cuántica. Y puesto que el contenido de energía del inflatón durante el brote inflacionario era extraordinariamente alto, las fluctuaciones en el universo primitivo eran grandes y dominantes.^[34]

De modo que no sólo deberíamos imaginar un pelotón de Cartmans en la cima de montañas idénticas; también deberíamos imaginar que todos ellos están sujetos a una serie aleatoria de temblores —fuertes aquí, débiles allá, muy fuertes más allá—. Con este montaje, podemos ahora determinar lo que va a suceder. Diferentes clones de Cartman seguirán en la cima de sus montañas durante tiempos diferentes. En algunos lugares, un fuerte temblor hace rodar pendiente abajo a la mayoría de los Cartmans; en otros lugares, algunos Cartmans pueden haber empezado a rodar hasta que un fuerte temblor les devuelve arriba. Al cabo de un tiempo, el terreno estará dividido en una colección aleatoria de dominios —igual que Estados Unidos está dividido en estados—, en algunos de los cuales no queda ningún Cartman en la cima de las montañas, mientras que en otros quedan muchos Cartman bien plantados.

La naturaleza aleatoria de las fluctuaciones cuánticas da una conclusión similar para el campo inflatón. El campo empieza alto en su pendiente de energía potencial en todos los puntos en una región del espacio. Las fluctuaciones cuánticas actúan entonces como temblores. A causa de ello, como se ilustra en la Figura 3.2, la extensión del espacio se divide rápidamente en dominios: en unos, las fluctuaciones cuánticas hacen que el campo caiga pendiente abajo, mientras que en otros permanece en lo alto.

Hasta aquí, todo va muy bien. Pero ahora no se separe de mí; aquí es donde difieren la cosmología y Cartman. Un campo que está en lo alto de su curva de energía afecta a su entorno de forma mucho más importante que lo hace un Cartman en una situación similar. A partir de nuestro conocido estribillo —energía uniforme y presión negativa de un campo generan gravedad repulsiva— reconocemos que la región que el campo permea se expande a una velocidad fantástica. Esto significa que la evolución del campo inflatón a través del espacio está impulsada por dos procesos que se oponen. Las fluctuaciones cuánticas, que tienden a sacar el campo de su posición, reducen la cantidad de espacio impregnado con alta energía del campo. La expansión inflacionaria, al ampliar rápidamente aquellos dominios en los que el campo permanece firme, aumenta el volumen del espacio impregnado con alta energía del campo.

FIGURA 3.2. Diversos dominios en los que el campo inflatón ha caído por la pendiente (gris oscuro) o sigue alto (gris suave).

¿Qué proceso vence?

En la inmensa mayoría de las versiones propuestas de la cosmología inflacionaria, el aumento ocurre al menos tan rápidamente como la reducción. La razón es que un campo inflatón que puede ser sacado de su posición con demasiada rapidez genera típicamente una expansión inflacionaria demasiado pequeña para resolver el problema del horizonte; en versiones cosmológicamente satisfactorias de la inflación, el aumento vence a la reducción, lo que asegura que el volumen total del espacio en el que la energía es alta aumenta con el tiempo. Teniendo en cuenta que tales configuraciones del campo producen todavía más expansión inflacionaria, vemos que una vez que la inflación empieza, nunca termina.

Es como la difusión de una pandemia viral. Para erradicar la amenaza hay que acabar con los virus con más rapidez que con la que pueden reproducirse. El virus inflacionario «se reproduce» —un alto valor del campo genera rápida expansión espacial y con ello infecta a un dominio aún mayor con el mismo valor alto del campo— y lo hace con demasiada rapidez para que el proceso competidor lo elimine. El virus inflacionario se resiste eficazmente a ser erradicado.^[35]

El queso gruyer y el cosmos

En conjunto, estas ideas muestran que la cosmología inflacionaria lleva a una imagen completamente nueva de la extensión de la realidad, una imagen que es muy fácil de captar con una sencilla ayuda visual. Pensemos en el universo como un gigantesco queso gruyer, en el que las partes sólidas son regiones donde el valor del campo inflatón es alto y los agujeros son regiones donde es bajo. Es decir, los agujeros son regiones, como la nuestra, que han salido de la expansión super-rápida y en el proceso han convertido la energía del campo inflatón en un baño de partículas, que con el tiempo pueden unirse para dar galaxias, estrellas y planetas. En este lenguaje hemos encontrado que el queso cósmico tiene cada vez más agujeros porque los procesos cuánticos reducen el valor del inflatón en un conjunto aleatorio de localizaciones. Al mismo tiempo, las partes sólidas se hacen cada vez más grandes porque están sujetas a expansión inflacionaria impulsada por el alto valor del campo inflatón que albergan. Tomados juntos, los dos procesos dan un bloque de queso cósmico en continua expansión y cribado con un número cada vez mayor de agujeros. En el lenguaje más estándar de la cosmología, cada agujero se denomina un universo burbuja (o un universo de bolsillo).^[36] Cada uno es un claro dentro de la extensión cósmica en expansión superrápida (Figura 3.3).

FIGURA 3.3. El multiverso inflacionario aparece cuando se forman continuamente universos burbuja dentro de un ambiente espacial en continua expansión permeado por un campo inflatón de alto valor.

No se deje engañar por la expresión descriptiva pero diminutiva «universo burbuja». Nuestro universo es gigantesco. Que tal vez sea una única región inmersa dentro de una estructura cósmica aún mayor —una única burbuja en un enorme queso cósmico— habla de la extensión fantástica, en el paradigma inflacionario, del cosmos en conjunto. Y esto vale también para otras burbujas. Cada una sería un universo —una extensión real, gigantesca y dinámica— como el nuestro.

Hay versiones de la teoría inflacionaria en las que la inflación no es eterna. Ajustando detalles tales como el número de campos inflatón y sus curvas de energía potencial, teóricos astutos pueden disponer las cosas de modo que el inflatón sería, a su debido tiempo, desplazado de su alta posición en todas partes. Pero estas propuestas son la excepción y no la regla. Modelos inflacionarios comunes dan un número gigantesco de universos burbuja esculpidos en una extensión espacial en continua expansión. Y así, si la teoría inflacionaria es correcta, y si, como afirman muchas investigaciones teóricas, su realización físicamente relevante es eterna, la existencia de un multiverso inflacionario sería una consecuencia inevitable.

Perspectivas cambiantes

Volviendo a los años ochenta, cuando Vilenkin se dio cuenta de la naturaleza eterna de la expansión inflacionaria y los universos paralelos a que daría lugar, fue a visitar a Alan Guth en el MIT para hablarle de ello. A mitad de la explicación, Guth dio una cabezada; se había quedado dormido. Esto no era necesariamente una mala señal; Guth es famoso por dar cabezadas durante los seminarios de física —le he pillado con los ojos cerrados durante charlas que he dado—, pero entonces abre los ojos a la mitad de la exposición para hacer la pregunta más inteligente. Pero la más amplia comunidad física no era más entusiasta que Guth, de modo que Vilenkin se guardó la idea y pasó a otros proyectos.

Hoy la opinión es muy diferente. Cuando Vilenkin pensó por primera vez sobre el multiverso inflacionario, las pruebas en apoyo directo de la propia teoría inflacionaria eran débiles. Por eso, para los pocos que prestaron atención, las ideas sobre una expansión inflacionaria que produce una inmensa colección de universos paralelos parecía una especulación encima de otra. Pero en los años transcurridos desde entonces, el argumento a favor de la inflación se ha hecho mucho más fuerte, una vez más gracias básicamente a medidas precisas de la radiación de fondo de microondas.

Incluso si la uniformidad observada de la radiación de fondo de microondas fue una de las principales motivaciones para desarrollar la teoría inflacionaria, los primeros proponentes se dieron cuenta de que la rápida expansión espacial no dejaría la radiación perfectamente uniforme. En su lugar, ellos argumentaron que las agitaciones mecano-cuánticas estiradas por la expansión inflacionaria deberían recubrir la uniformidad con minúsculas variaciones de temperatura, como minúsculos rizos en la superficie de un estanque por lo demás liso. Ésta ha resultado ser una idea espectacular y enormemente influyente.^[37] Dice así.

La incertidumbre cuántica habría hecho fluctuar el valor del campo inflatón. De hecho, si la teoría inflacionaria es correcta, el brote de expansión inflacionaria se detuvo aquí porque una gran y afortunada fluctuación cuántica, hace casi catorce mil millones de años, sacó al inflatón de su alta posición en nuestra vecindad. Pero la historia no acaba ahí. Mientras el valor del inflatón rodaba pendiente abajo hacia el punto que pondría fin a la inflación en nuestro universo burbuja, su valor aún habría estado sujeto a fluctuaciones cuánticas. Las fluctuaciones, a su vez, habrían hecho el valor del inflatón un poco más alto aquí y un poco más alto allá, como la superficie ondulada de una sábana desplegada para hacerla caer sobre una cama. Esto habría producido ligeras variaciones en la energía que el inflatón albergaba a lo largo del espacio. Normalmente, tales variaciones cuánticas son tan minúsculas y suceden en escalas tan ínfimas que son irrelevantes en escalas cosmológicas. Pero la expansión inflacionaria es cualquier cosa menos normal.

La expansión del espacio es tan rápida, incluso durante la salida de la fase inflacionaria, que lo microscópico se habría estirado hasta lo macroscópico. E igual que un minúsculo mensaje garabateado en un globo deshinchado se hace más fácil de leer cuando el globo se infla y su superficie se estira, también la influencia de las fluctuaciones cuánticas se hace visible cuando la expansión inflacionaria estira el tejido cósmico. Más concretamente, mínimas diferencias de energía causadas por fluctuaciones cuánticas se estiran y dan variaciones de temperatura que quedan impresas en la radiación cósmica de fondo de microondas. Los cálculos muestran que las diferencias de temperatura no serían enormes precisamente, pero podrían llegar a una milésima de grado. Si la temperatura es 2,725 K en una región, el resultado de las fluctuaciones cuánticas estiradas hace que sea una pizca más fría, digamos 2,7245 K, o una pizca más caliente, 2,7255 K, en regiones próximas.

Observaciones astronómicas meticulosas han buscado estas variaciones de temperatura. Y las han encontrado. Tal como predecía la teoría, miden aproximadamente una milésima de grado (véase Figura 3.4). Y lo que es más impresionante: las minúsculas diferencias de temperatura encajan en una imagen del cielo que es perfectamente explicada por los cálculos teóricos. La Figura 3.5 compara las predicciones teóricas de la variación de la temperatura en función de la distancia entre dos regiones (medida por el ángulo entre sus dos visuales respectivas cuando se mira desde la Tierra) con las medidas reales. El acuerdo es asombroso.

El premio Nobel de Física de 2006 fue concedido a George Smoot y John Mather, quienes dirigieron a los más de mil investigadores del equipo del Cosmic Background Explorer que a principios de los años noventa detectaron por primera vez las variaciones de temperatura predichas. Durante la última década, cada nueva y más exacta medida ha supuesto una verificación aún más precisa de las variaciones de temperatura predichas.

Estos trabajos han coronado una emocionante historia de descubrimientos que empezó con las ideas de Einstein, Friedmann y Lemaître, recibió impulso de los cálculos de Gamow, Alpher y Herman, fue revitalizada por las ideas de Dicke y Peebles, se mostró relevante por las observaciones de Penzias y Wilson, y ahora ha culminado en el trabajo manual de ejércitos de astrónomos, físicos e ingenieros cuyos esfuerzos combinados han medido una rúbrica cósmica fantásticamente minúscula que fue establecida hace miles de millones de años.

En un nivel más cualitativo, todos deberíamos estar agradecidos por las manchas en la Figura 3.4. Al final de la inflación en nuestro universo burbuja, regiones con una energía ligeramente mayor (o lo que es equivalente, vía E = mc², regiones con masa ligeramente mayor) ejercían una atracción gravitatoria ligeramente más intensa, atrajeron más partículas de sus entornos y con ello se hicieron más grandes. A su vez, los mayores agregados ejercían una atracción gravitatoria aún más intensa, con lo que atraían aún más materia y se hacían aún más grandes. Con el tiempo, este efecto bola de nieve produjo la formación de grumos de materia y energía que, durante miles de millones de años, evolucionaron hasta dar galaxias y las estrellas en su interior. De este modo, la teoría inflacionaria establece un vínculo notable entre las estructuras más grandes y las más pequeñas en el cosmos. La propia existencia de galaxias, estrellas, planetas y la vida misma deriva de la incertidumbre cuántica microscópica amplificada por la expansión inflacionaria.

FIGURA 3.4. La enorme expansión espacial en la cosmología inflacionaria estira las fluctuaciones cuánticas desde lo microscópico hasta lo macroscópico, lo que produce variaciones de temperatura observables en la radiación cósmica de fondo de microondas (las manchas oscuras están ligeramente más frías que las más suaves).

FIGURA 3.5. La pauta de las diferencias de temperatura en la radiación cósmica de fondo de microondas. Variaciones de temperatura en el eje vertical; la separación entre dos localizaciones (medida por el ángulo entre sus visuales respectivas vistas desde la Tierra —ángulos más grandes a la izquierda, ángulos más pequeños a la derecha—) en el eje horizontal.^[39] La curva teórica es continua; los círculos representan los datos observacionales.

Los cimientos teóricos de la inflación pueden ser más bien provisionales: después de todo, la inflación es un campo hipotético cuya existencia aún está por demostrar; su curva de energía potencial es postulada por investigadores, no revelada por la observación; la inflación debe de empezar de algún modo en la cima de su curva de energía en una región de espacio; y así sucesivamente. Pese a todo, e incluso si algunos detalles de la teoría no son completamente correctos, el acuerdo entre teoría y observación ha convencido a muchos de que el esquema inflacionario destila una verdad profunda sobre la evolución cósmica. Y puesto que muchísimas versiones de la inflación son eternas, y dan lugar a un número cada vez mayor de universos burbuja, teoría y observación se combinan para dar un argumento indirecto pero convincente a favor de esta segunda versión de mundos paralelos.

Experimentando el multiverso inflacionario

En un multiverso mosaico no hay una clara divisoria entre un universo paralelo y otro. Todos son parte de una única extensión espacial cuyas características cualitativas generales son similares de una región a otra. La sorpresa está en los detalles. La mayoría de nosotros no esperaría que los mundos se repitan; la mayoría de nosotros no esperaría encontrar versiones de nosotros mismos, nuestros amigos o nuestras familias. Pero si pudiéramos viajar suficientemente lejos, eso es lo que encontraríamos.

En un multiverso inflacionario, los universos miembros están claramente separados. Cada uno es un agujero en el queso cósmico, separado de los otros por dominios en los que el valor del inflatón permanece alto. Puesto que tales regiones interpuestas aún están experimentando expansión inflacionaria, los universos burbuja son rápidamente separados, con una velocidad de recesión proporcional a la cantidad de espacio que se está dilatando entre ellos. Cuanto más alejados están, mayor es la velocidad de expansión; el resultado final es que burbujas distantes se separan a una velocidad mayor que la de la luz. Incluso con tiempo y tecnología ilimitados, no hay modo de cruzar tal divisoria. No hay modo de enviar siquiera una señal.

Pese a todo, podemos imaginar un viaje a uno o más de los otros universos burbuja. ¿Qué encontraríamos en dicho viaje? Bueno, puesto que cada universo burbuja resulta del mismo proceso —el inflatón es sacado de su alta posición, lo que da una región que sale de la expansión inflacionaria—, todos están gobernados por la misma teoría física y por ello todos están sujetos al mismo conjunto de leyes físicas. Pero, del mismo modo que el comportamiento de gemelos idénticos puede diferir profundamente como resultado de diferencias ambientales, leyes idénticas pueden manifestarse de maneras profundamente diferentes en ambientes diferentes.

Imaginemos, por ejemplo, que uno de los otros universos burbuja se parece mucho al nuestro, salpicado de galaxias que contienen estrellas y planetas, pero con una diferencia esencial: permeando el universo hay un campo magnético, miles de veces más fuerte que el creado en nuestros más avanzados aparatos MRI, y que no puede ser desconectado por ningún técnico. Este potente campo afectaría al comportamiento de muchas cosas. No sólo los objetos que contienen hierro tendrían un fastidioso hábito de salir volando en la dirección del campo, sino que cambiarían incluso las propiedades básicas de partículas, átomos y moléculas. Un campo magnético suficientemente intenso perturbaría tanto la función celular que la vida tal como la conocemos no podría sostenerse.

Pero igual que las leyes físicas que actúan dentro de un MRI son las mismas leyes que actúan fuera, también las leyes físicas que actúan en este universo magnético serían las mismas que las nuestras. Las discrepancias en los resultados experimentales y las características observables serían debidas solamente a un aspecto del ambiente: el intenso campo magnético. Científicos inteligentes en el universo magnético sortearían este factor ambiental y llegarían a las mismas leyes matemáticas que nosotros hemos descubierto.

Durante los últimos cuarenta años, los investigadores han construido un argumento a favor de un escenario similar aquí, en nuestro propio universo. La teoría más alabada de la física fundamental, el modelo estándar de la física de partículas, postula que estamos inmersos en una niebla exótica llamada campo de Higgs (con el nombre del físico inglés Peter Higgs, quien, con importantes aportaciones de Robert Brout, François Englert, Gerald Guralnik, Carl Hagen y Tom Kibble, avanzó esta idea en los años sesenta). Tanto los campos de Higgs como los campos magnéticos son invisibles y por ello pueden llenar el espacio sin revelar directamente su presencia. Sin embargo, según la moderna teoría de partículas, un campo de Higgs se camufla mucho más. Cuando las partículas se mueven a través de un campo de Higgs uniforme que llena el espacio, no se aceleran, no se frenan, no están obligadas a seguir trayectorias concretas, como algunas harían en presencia de un campo magnético intenso. En su lugar, afirma la teoría, son influenciadas de maneras más sutiles y profundas.

Cuando las partículas fundamentales atraviesan un campo de Higgs, adquieren y mantienen la masa que los experimentos nos dicen que poseen. Según esta idea, cuando se empuja a un electrón o a un quark en un intento por cambiar su velocidad, la resistencia que se siente procede del «roce» de la partícula contra un campo de Higgs parecido a una melaza. A esta resistencia es a lo que llamamos la masa de la partícula. Si usted eliminara el campo de Higgs de una región, la masa de las partículas que la atraviesan desaparecería rápidamente. Si duplicara el valor del campo de Higgs en otra región, la masa de las partículas pasaría rápidamente a ser el doble de su masa habitual.^[38]

Tales cambios inducidos por el hombre son hipotéticos, porque la energía requerida para modificar sustancialmente el valor de un campo de Higgs siquiera en una pequeña región del espacio está muchísimo más allá de la que podemos reunir. (Los cambios son también hipotéticos porque la existencia de los campos de Higgs aún está en el aire. Los teóricos prevén colisiones altamente energéticas entre protones en el Gran Colisionador de Hadrones en las que se desprendan pequeños trozos del campo de Higgs —partículas de Higgs— que pueden ser detectados en los próximos años). Pero en muchas versiones de la cosmología inflacionaria, un campo de Higgs tendría naturalmente diferentes valores en diferentes universos burbuja.

Un campo de Higgs, igual que un campo inflatón, tiene una curva que registra la cantidad de energía que contiene para los diversos valores que puede asumir. Sin embargo, una diferencia esencial con respecto a la curva de energía del campo inflatón es que el Higgs se asienta normalmente no en el valor 0 (como en la Figura 3.1), sino que más bien rueda hasta uno de los pozos que se ilustran en la Figura 3.6a. Imaginemos, entonces, una etapa temprana en cada uno de dos universos burbuja, el nuestro y otro. En ambos, el tempestuoso y ardiente frenesí hace que el valor del campo de Higgs oscile incontroladamente. A medida que cada universo se expande y enfría, el campo de Higgs se calma y su valor rueda hacia uno de los pozos en la Figura  3.6a. En nuestro universo, el valor del campo de Higgs se asienta, digamos, en el pozo izquierdo, lo que da lugar a las propiedades de las partículas que son familiares por la observación cotidiana. Pero en el otro universo, el movimiento del Higgs puede dar como resultado que su valor se asiente en el pozo derecho. Si lo hiciera, el universo tendría propiedades sustancialmente diferentes del nuestro. Aunque las leyes subyacentes en ambos universos serían las mismas, las masas y otras varias propiedades no lo serían.

Incluso una modesta diferencia en las propiedades de las partículas tendría importantes consecuencias. Si la masa del electrón en otro universo burbuja fuera unas pocas veces mayor que la que es aquí, electrones y protones tenderían a fusionarse, formando neutrones e impidiendo con ello la producción generalizada de hidrógeno. Las fuerzas fundamentales —la fuerza electromagnética, las fuerzas nucleares y (creemos) la gravedad— también son transmitidas por partículas. Cambie las propiedades de las partículas y cambiarán drásticamente las propiedades de las fuerzas. Cuanto más pesada es una partícula, por ejemplo, más lento es su movimiento, y con ello más corta es la distancia sobre la que se transmite la fuerza correspondiente. La formación y la estabilidad de los átomos en nuestro universo burbuja se basa en las propiedades de las fuerzas electromagnética y nuclear. Si se modifican sustancialmente dichas fuerzas, los átomos se descompondrán o, lo que es más probable, no llegarán a formarse. Un cambio apreciable en las propiedades de las partículas interrumpiría los propios procesos que dan a nuestro universo sus características familiares.

La Figura  3.6a ilustra solamente el caso más simple, en el que hay un único tipo de campo de Higgs. Pero los físicos teóricos han explorado escenarios más complicados que incluyen múltiples campos de Higgs (pronto veremos que tales posibilidades surgen de forma natural de la teoría de cuerdas), que se traducen en un conjunto aún más rico de universos burbuja distintos. Un ejemplo con dos campos de Higgs se ilustra en la Figura 3.6b. Como antes, los diversos pozos representan valores del campo de Higgs en los que podrían asentarse uno u otro de los universos burbuja.

FIGURA 3.6. (a) Una curva de energía potencial para un campo de Higgs que tiene dos hoyos. Las características familiares de nuestro universo están asociadas con el asentamiento del campo en el hoyo izquierdo; sin embargo, en otro universo el campo puede asentarse en el hoyo derecho, lo que da características físicas diferentes. (b) Una muestra de curva de energía potencial para una teoría con dos campos de Higgs.

Permeados por tales valores poco familiares de diversos campos de Higgs, estos universos diferirían considerablemente del nuestro, como se ilustra esquemáticamente en la Figura 3.7. Esto haría de un viaje a través del multiverso inflacionario una empresa peligrosa. Muchos de los otros universos no serían lugares que usted quisiera incluir en su itinerario, porque las condiciones serían incompatibles con los procesos biológicos esenciales para la supervivencia, lo que daría nuevo significado al dicho de que en ningún lugar como en casa. En el multiverso inflacionario, nuestro universo muy bien podría ser una isla oasis en un gigantesco pero básicamente inhóspito archipiélago cósmico.

FIGURA 3.7. Puesto que los campos de Higgs pueden asentarse en diferentes valores en diferentes burbujas, los universos en el multiverso inflacionario pueden tener diferentes características físicas, incluso si todos los universos están gobernados por las mismas leyes físicas fundamentales.

Universos en una cáscara de nuez

Debido a sus diferencias fundamentales, podría parecer que hay poca relación entre los multiversos mosaico e inflacionario. La variedad mosaico surge si la extensión del espacio es infinita; la variedad inflacionaria surge de una expansión inflacionaria eterna. Pese a todo, hay una profunda y maravillosamente satisfactoria conexión entre ellas, una conexión que cierra el círculo de la discusión en los dos capítulos previos. Los universos paralelos que surgen de la inflación generan sus primos mosaico. El proceso tiene que ver con el tiempo.

De las muchas cosas extrañas que reveló el trabajo de Einstein, la fluidez del tiempo es la más difícil de captar. Mientras que la experiencia cotidiana nos convence de que existe una idea objetiva del paso del tiempo, la relatividad muestra que esto es un artificio de la vida a velocidades bajas y gravedad débil. Muévase a velocidad próxima a la de la luz, o sumérjase en un potente campo gravitatorio, y la idea familiar y universal del tiempo se evaporará. Si usted pasa corriendo junto a mí, las cosas que yo digo que ocurrieron en el mismo instante han ocurrido en instantes diferentes para usted. Si usted está suspendido cerca del borde de un agujero negro, una hora que pasa en su reloj será inmensamente larga en el mío. Esto no es un truco de un mago o el engaño de un hipnotizador. El paso del tiempo depende de las circunstancias particulares —trayectoria seguida y gravedad experimentada— del medidor.^[40]

Cuando se aplica al universo entero, o a nuestra burbuja en un escenario inflacionario, esto plantea inmediatamente una pregunta: ¿cómo este tiempo maleable y a medida del consumidor se aviene con la noción de un tiempo cosmológico absoluto? Hablamos libremente de la «edad» de nuestro universo, pero dado que las galaxias se están moviendo rápidamente unas con respecto a otras, a velocidades dictadas por sus diversas separaciones, ¿no crea la relatividad del paso del tiempo un problema embarazoso para cualquier presunto cronometrador cósmico? Y en concreto, cuando hablamos de que nuestro universo tiene catorce mil millones de años, ¿estamos utilizando un reloj particular para medir esa duración?

Sí. Y una cuidadosa consideración de dicho tiempo cósmico revela un vínculo directo entre universos paralelos de las variedades inflacionaria y mosaico.

Cualquier método que utilicemos para medir el paso del tiempo implica un examen del cambio que ocurre en algún sistema físico particular. Cuando utilizamos un reloj de pared común, examinamos el cambio en la posición de sus manecillas. Cuando utilizamos el Sol, examinamos el cambio en su posición en el cielo. Cuando utilizamos el carbono 14, examinamos el porcentaje de una muestra original que ha sufrido desintegración radiactiva para transformarse en nitrógeno. El precedente histórico y la conveniencia general nos han llevado a utilizar la rotación y la revolución de la Tierra como referentes físicos, lo que da lugar a nuestras nociones estándar de «día» y «año». Pero cuando estamos pensando en escalas cósmicas hay otro método, más habitual, para medir el tiempo.

Hemos visto que la expansión inflacionaria produce vastas regiones cuyas propiedades son en promedio homogéneas. Mida las temperaturas, presiones y densidades medias de materia en dos regiones grandes pero separadas dentro de un universo burbuja y los resultados coincidirán. Los resultados pueden cambiar con el tiempo, pero la uniformidad a gran escala asegura que, en promedio, el cambio aquí es el mismo que el cambio allí. A modo de ejemplo, la densidad de masa en nuestro universo burbuja ha disminuido continuamente durante nuestra historia de miles de millones de años, en virtud de la incesante expansión del espacio; pero debido a que el cambio ha ocurrido de manera uniforme, la homogeneidad a gran escala de nuestra burbuja no se ha interrumpido.

Esto resulta importante porque, así como la cantidad de carbono 14 continuamente decreciente en la materia orgánica proporciona un medio de medir el paso del tiempo en la Tierra, también la densidad de masa continuamente decreciente proporciona un medio de medir el paso del tiempo a lo largo del espacio. Y puesto que el cambio ha sucedido de manera uniforme, la densidad de masa como un marcador del paso del tiempo proporciona a nuestro universo burbuja un patrón global. Si todos calibran diligentemente sus relojes con la densidad de masa promedio (y la vuelven a calibrar después de viajes a agujeros negros, o períodos de viaje a una velocidad próxima a la de la luz), la sincronía de nuestros relojes a lo largo de nuestro universo burbuja se mantendrá. Cuando hablamos de la edad del universo —es decir, la edad de nuestra burbuja— estamos imaginando el paso del tiempo en tales relojes cósmicamente calibrados; y sólo con respecto a ellos el tiempo cósmico es un concepto razonable.

En la era más temprana de nuestro universo burbuja, el mismo razonamiento se habría aplicado con un pequeño matiz. La materia ordinaria aún no se había formado, de modo que no podemos hablar de la densidad de masa promedio en el espacio. En su lugar, el campo inflacionario llevaba una gran reserva de energía de nuestro universo —energía que pronto se convertiría en las partículas familiares—, de modo que tenemos que concebir una puesta en marcha de nuestros relojes de acuerdo con la densidad de energía del campo inflatón.

Ahora bien, la energía del inflatón está determinada por su valor, resumido en su curva de energía. Para determinar cuál es el tiempo en una localización dada en nuestra burbuja, tenemos que determinar el valor del inflatón en esa localización. Luego, de la misma forma que dos árboles tienen la misma edad si tienen el mismo número de anillos, y de la misma forma que dos muestras de sedimento glacial tienen la misma edad si tienen el mismo porcentaje de carbono radiactivo, dos localizaciones en el espacio están atravesando el mismo instante de tiempo cuando tienen el mismo valor del campo inflatón. Así es cómo ponemos en marcha y sincronizamos relojes en nuestro universo burbuja.

La razón por la que he explicado todo esto es que, cuando se aplican al queso gruyer cósmico del multiverso inflacionario, estas observaciones tienen una consecuencia sorprendentemente contraintuitiva. De la misma forma que Hamlet declara «yo podría estar confinado en una cáscara de nuez, y considerarme un rey del espacio infinito», cada uno de los universos burbuja parece tener una extensión espacial finita cuando se examina desde fuera, pero una extensión espacial infinita cuando se examina desde dentro. Y ésa es una idea maravillosa. La extensión espacial infinita es precisamente lo que necesitamos para universos paralelos mosaico. De modo que podemos introducir el multiverso mosaico en la historia inflacionaria.

La extrema disparidad entre las perspectivas de los observadores exterior e interior se debe a que tienen concepciones del tiempo enormemente diferentes. Aunque esto no es obvio ni mucho menos, ahora veremos que lo que parece un tiempo inacabable para un observador externo parece un espacio inacabable, en cada instante de tiempo, para un observador interno.^[41]

El espacio en un universo burbuja

Para entender cómo se produce esto, imagine que Trixie, que flota dentro de una región del espacio llena de inflatón que se expande rápidamente, está observando la formación de un universo burbuja próximo. Apuntando su inflatómetro a la burbuja en crecimiento, es capaz de seguir directamente el valor de su campo inflatón variable. Aunque la región —el agujero en el queso cósmico— es tridimensional, es más sencillo examinar el campo en una sección transversal unidimensional a lo largo de su diámetro, y cuando Trixie lo hace registra los datos de la Figura 3.8a. Cada fila superior muestra el valor del inflatón en instantes sucesivos, desde la perspectiva de Trixie. Y como es evidente en la figura, Trixie ve que el universo burbuja —representado en la figura por las localizaciones más tenues donde el valor del inflatón ha caído— se hace cada vez mayor.

FIGURA 3.8a. Cada fila registra el valor del inflatón en un instante de tiempo desde la perspectiva de alguien que está fuera. Las filas más altas corresponden a momentos más tardíos. Las columnas denotan posiciones en el espacio. Una burbuja es una región del espacio que deja de inflarse debido a una caída del valor del inflatón. Las entradas más suaves denotan el valor del campo inflatón dentro de la burbuja. Desde la perspectiva del observador exterior, la burbuja se hace cada vez más grande.

Imagine ahora que Norton también está examinando este mismo universo burbuja pero desde el interior; está trabajando duramente haciendo observaciones astronómicas detalladas con su propio inflatómetro. Norton, a diferencia de Trixie, se adhiere a una noción de tiempo que está calibrada por el valor del inflatón. Esto es clave para la conclusión que perseguimos, de modo que necesito que usted lo compre por entero. Imagine, si usted quiere, que todo el mundo en el universo burbuja lleva un reloj que mide y muestra el valor del inflatón. Cuando Norton convoca a una cena, da instrucciones a los invitados para que estén en su casa cuando el valor del inflatón sea 60. Puesto que los relojes de todos están calibrados con el mismo patrón uniforme —el valor del campo inflatón—, la cena empieza sin problemas. Todo el mundo se presenta en el mismo momento porque todos están ajustados al mismo concepto de sincronía.

Conociendo esto, es una cuestión simple para Norton calcular el tamaño del universo burbuja en cualquier instante de su tiempo dado. De hecho, es un juego de niños: todo lo que Norton tiene que hacer es pintar números. Conectando todos los puntos que tienen el mismo valor numérico para el campo inflatón, Norton puede delimitar todas las localizaciones dentro de la burbuja en un único instante de tiempo. Su tiempo. El tiempo del observador interior.

El dibujo de Norton en la Figura  3.8b lo dice todo. Cada curva, que conecta puntos con el mismo valor del campo inflatón, representa todo el espacio en un instante de tiempo dado. Tal como la figura deja claro, cada curva se extiende indefinidamente, lo que significa que el tamaño del universo burbuja, según sus habitantes, es infinito. Esto refleja que el tiempo sin fin del observador exterior, experimentado por Trixie como el número sin fin de filas en la Figura 3.8, aparece como un espacio sin fin, en cada instante de tiempo, según un observador interno como Norton.

FIGURA 3.8b. La misma información que en la Figura 3.8a organizada de forma diferente por alguien dentro de la burbuja. Los valores del inflatón que coinciden corresponden a instantes idénticos, de modo que las curvas dibujadas barren todos los puntos en el espacio que existen en el mismo instante de tiempo. Los valores más pequeños del inflatón corresponden a momentos más tardíos. Nótese que las curvas podrían extenderse al infinito, de modo que desde la perspectiva de un observador interno el espacio es infinito.

Ésta es una idea poderosa. En el capítulo 2 encontramos que el multiverso mosaico era contingente en un espacio infinitamente grande, algo que, como discutimos allí, podría ser cierto o no. Ahora vemos que cada burbuja dentro del multiverso inflacionario es espacialmente finita desde fuera pero espacialmente infinita desde dentro. Si el multiverso inflacionario es real, entonces los habitantes de una burbuja —nosotros— seríamos miembros no sólo del multiverso inflacionario, sino también del multiverso mosaico.^[42]

Cuando yo supe por primera vez de los multiversos mosaico e inflacionario, fue la variedad inflacionaria la que me pareció más plausible. La cosmología inflacionaria resuelve varios enigmas tradicionales al mismo tiempo que hace predicciones que encajan con las observaciones. Y por el razonamiento que hemos visto, la inflación es naturalmente un proceso que nunca termina; produce un universo burbuja tras otro, en uno de los cuales habitamos nosotros. El multiverso mosaico, por otra parte, al tener toda su fuerza cuando el espacio es no sólo grande, sino verdaderamente infinito (usted quizá tendría una réplica en un universo grande, pero su repetición en un universo infinito está garantizada), parecía evitable: después de todo podría darse el caso de que el universo tenga un tamaño finito. Pero ahora vemos que los universos burbuja de la inflación eterna, cuando se analizan adecuadamente desde el punto de vista de sus habitantes, son espacialmente infinitos. Los universos paralelos inflacionarios engendran universos mosaico.

La mejor teoría cosmológica disponible para explicar los mejores datos cosmológicos disponibles nos lleva a pensar que ocupamos uno entre un enorme sistema inflacionario de universos paralelos, cada uno de los cuales alberga su propia enorme colección de universos paralelos mosaico. La investigación más avanzada da un cosmos en el que no sólo hay universos paralelos, sino universos paralelos paralelos. Sugiere que la realidad no sólo es expansiva, sino abundantemente expansiva.