8

LOS EFECTOS DE LA SELECCIÓN

No me muerdas el dedo; mira hacia dónde apunta.

WARREN S. MCCULLOCH

Sesgos ubicuos

Proverbio árabe

Ninguna ciencia puede ser cimentada solamente sobre la observación. No sabríamos ni lo que estamos observando, ni cómo nuestras observaciones están sesgadas por una propensión a registrar algunos tipos de evidencia con más facilidad que otros. Como todo buen inquisidor sabe, ciertos tipos de evidencia se obtienen más fácilmente que otros. En consecuencia, el sello distintivo de un buen experimentador no es únicamente la destreza práctica, sino la habilidad para entender y prever con tanta precisión como sea posible cualquier sesgo inherente a los tipos de experimento y de observación que él emplea.

Dichos sesgos juegan un papel crucial en nuestras tentativas de comprender el universo en su totalidad. Cualquier Teoría del Todo que haga caso omiso de la influencia de los sesgos fracasará en el intento de establecer un nexo exacto entre sus predicciones y lo que realmente se observa en el universo. El entendimiento completo de nuestras observaciones del universo requiere que tomemos en cuenta esos errores que se introducen por el acto de la observación.

Los científicos están familiarizados con dos tipos de «error», ninguno de los cuales tiene necesariamente algo que ver con el significado cotidiano de la palabra «error». El primero es la precisión máxima a la que puede realizarse una medida. Esta forma de error está presente siempre a algún nivel y el objetivo del científico es minimizarla. La segunda variedad de error —«el error sistemático»— es más sutil y no necesariamente soslayable. Todo procedimiento científico presentará una predisposición a sesgar los resultados en una dirección u otra. En los experimentos de laboratorio existe la posibilidad de repetir los experimentos cambiando algunas de las condiciones ambientales con el fin de investigar si los resultados dependen de ellas. A los científicos les gusta que los experimentos importantes sean confirmados por al menos dos experimentos independientes, por la sencilla razón de que cada uno de ellos tendrá sesgos sistemáticos diferentes dado que sus instrumentos nunca serán completamente idénticos. Sin embargo, en el dominio de la astronomía no somos tan afortunados. Podemos observar el universo, pero no alterar su configuración para poder llevar a cabo en su seno secuencias controladas de experimentos. No podemos efectuar todos los experimentos posibles, ni tampoco registrar todos los datos. Nos hallamos enfrentados a un sistema confinito en lugar de a un sistema infinito y, por tanto, debemos tener especialmente en cuenta todos los posibles sesgos que hacen insoslayables ciertas observaciones. Así pues, si formásemos parte de una comisión encargada de examinar todas las galaxias visibles con el objeto de determinar su brillo relativo, deberíamos tener en cuenta el sesgo connatural de encontrar las galaxias más brillantes con más facilidad que las más tenues.

En cosmología, este tipo de sesgos de selección está muy extendido, y el reconocimiento de este hecho está encerrado en lo que se conoce como el principio antrópico débil. Este es visto ventajosamente como el reconocimiento de que nuestra propia existencia requiere que se satisfagan ciertas condiciones necesarias respecto a la estructura pasada y presente del universo visible. Nuestras observaciones no deben ser tomadas como si hubieran sido extraídas de algún conjunto ilimitado de posibilidades, sino de un subconjunto restringido por las condiciones necesarias para que observadores basados en el carbono, como nosotros mismos, puedan aparecer y evolucionar antes de que las estrellas mueran. Los cosmólogos ven el principio antrópico débil como una restricción al célebre dicho de Copérnico según el cual el hombre no ocupa un lugar especial en el universo. Pues aunque tengamos razón en no admitir el prejuicio de que nuestro lugar en el universo es especial en todos los sentidos, no deberíamos concluir de ello que nuestro lugar no pueda ser especial en algún sentido. Nosotros no podríamos existir en el interior de una estrella; no pudimos existir cuando el universo tenía menos de un millón de años y las temperaturas eran lo suficientemente altas para descomponer cualquier átomo o molécula. Si el universo resultase poseer un centro (no hay evidencia de que lo tenga) y las condiciones fueran siquiera propicias para la evolución y la existencia continuada de vida cerca de ese centro, no debería extrañarnos el encontrarnos a nosotros mismos viviendo ahí. Una de las características más importantes del principio antrópico débil es que su negación conduce a conclusiones erróneas acerca de la estructura del universo. El ejemplo más notable es el de Dirac, quien propuso una forma radicalmente diferente de la ley de gravitación con el objeto de explicar una coincidencia numérica entre las constantes de la naturaleza y la edad del universo, equivocándose al no reconocer que esta coincidencia era una condición necesaria para la existencia de observadores.

El universo, según se creyó durante un tiempo, existía en el marco de un vasto espacio como telón de fondo invariable en el que tenían cabida todos los movimientos observados de los cuerpos celestes. Nosotros hemos descubierto que no existe semejante escenario cósmico estático. Todo lo que es —todo el universo visible de las estrellas y las galaxias— se encuentra en un estado de movimiento permanente. El universo se está expandiendo: los cúmulos de galaxias se alejan unos de otros a una velocidad que aumenta en proporción a su separación. Esta recesión cósmica nos es revelada por el corrimiento al rojo sistemático de la luz de las fuentes distantes.

Si retrotraemos el curso de esta expansión hacia atrás en el tiempo, podemos visualizar un comienzo aparente del estado actual de expansión, hará unos quince mil millones de años, en el que todas las separaciones tienden a cero. La investigación cosmológica actual se centra en los sucesos acaecidos durante la primera fracción de segundo transcurrida después de dicho comienzo aparente. En esos instantes, el universo se asemejaba a un experimento cósmico en física de altas energías, cuyo resultado nos permite reconstruir parcialmente su estructura.

El problema de adaptar la vida humana a la trama impersonal del espacio y el tiempo cósmicos ha sido objeto de reflexión por parte de místicos, filósofos, teólogos y científicos de todas las épocas. Sus concepciones recorren todo el abanico de posibilidades. En un extremo se representa la deprimente imagen materialista de la vida humana como un accidente local, totalmente arbitrario, e irrelevante para la marcha inexorable del universo desde el big bang hacia un futuro big crunch de un calor asolador, o hacia el olvido eterno de la «muerte térmica». En el otro, se predica la tradicional concepción teleológica según la cual el universo tiene algún significado profundo y una parte de ese significado somos nosotros mismos. Desde esta perspectiva optimista no debería asombrarnos el hallar nuestro entorno local hecho a la medida de nuestras necesidades. Esta última concepción fue mantenida por muchos biólogos hasta que, a mediados del siglo XIX, Charles Darwin y Alfred Russel Wallace realizaron sus cruciales observaciones y deducciones sobre la adaptación evolutiva de los organismos a su entorno. Desde entonces, los biólogos han rechazado la idea de que la evolución persigue un objetivo en algún sentido. Si el entorno llegase a cambiar en una forma inusitada, de manera tal que la inteligencia pasara a ser un estorbo, nos encontraríamos a nosotros mismos siguiendo la misma suerte del dodo y de los dinosaurios.

La cosmología no tiene nada interesante que aportar sobre el funcionamiento detallado y la evolución de la vida terrestre, pero sí tiene algunas cosas sorprendentes que decir acerca de los prerrequisitos necesarios para ello. Tomemos un ejemplo sencillo, pero asombroso. El universo visible tiene un diámetro de unos quince mil millones de años luz y contiene al menos cien mil millones de galaxias, cada una de las cuales cuenta a su vez con alrededor de cien mil millones de estrellas como el Sol. ¿Por qué es el universo tan grande?

Los sistemas vivos en la Tierra están basados en las sutiles propiedades químicas del carbono y en su interacción con el hidrógeno, el nitrógeno, el fósforo y el oxígeno. Estos elementos biológicos, y todas las muy encomiables alternativas como el silicio, no emergen cual fósiles del infierno del big bang. Antes bien, son el producto de reacciones nucleares en el interior de las estrellas, donde tiene lugar la combustión del hidrógeno y de los núcleos de helio primordiales en elementos más pesados mediante el proceso de la fusión nuclear. Cuando estas estrellas llegan al final de sus vidas, explotan y dispersan estos elementos biológicos más pesados en el espacio donde son incorporados por las moléculas, los planetas y, con el tiempo, por las personas. Casi todos los átomos de carbono de nuestros cuerpos participan en esta dramática historia astral.

Este proceso, por el que la naturaleza produce los ladrillos biológicos del edificio de la vida a partir de los remanentes inertes del big bang, es largo y lento para los estándares terrestres. Dura más de diez mil millones de años. Este vasto período de alquimia estelar es imprescindible para la producción de los precursores necesarios de la vida. Dado que el universo se está expandiendo, vemos ahora por qué es necesario que tenga un tamaño de al menos diez mil millones de años luz. Un universo que apenas fuera más grande que nuestra galaxia daría, de hecho, cabida a cien mil millones de estrellas, pero no tendría más que un mes de edad. Hay una cavidad en la historia del universo en la que la vida pudo evolucionar, y efectivamente evolucionó, de manera espontánea. Dicha cavidad está acotada, por un lado, por el requisito de que el big bang se enfríe lo suficiente para permitir la existencia de estrellas, átomos y biomoléculas, y por otro, por el hecho de que todas las estrellas tendrán que haberse consumido después de haber pasado unos cien mil millones de años (véase la figura 8.1 (a)).

Figura 8.1 (a) Épocas características de la historia cósmica en un universo en expansión como en el que vivimos. La expansión significa que las condiciones ambientales de densidad y temperatura cambian de manera continua en el tiempo. Solamente después de haber transcurrido períodos suficientemente extensos, las condiciones se habrán enfriado al nivel adecuado para que se formen átomos, y después moléculas, estrellas, planetas y vida. Hacia el futuro, prevemos un momento en el que todas las estrellas habrán agotado su combustible nuclear. Si las formas de vida basadas en el carbono no hubieran evolucionado entonces en el interior de la cavidad indicada, no evolucionarán nunca más. (b) Nuestro universo se expande muy próximo a la línea crítica que separa aquellos universos que se expandirán indefinidamente de aquellos que con el tiempo colapsarán hacia (…continua en la siguiente figura…).

La sencilla lección que uno debe extraer de este ejemplo es que la estructura a gran escala del universo está vinculada, en contra de lo esperado, a esas condiciones necesarias para la existencia de observadores vivos en su seno. Cuando los cosmólogos se enfrentan a alguna propiedad extraordinaria del universo, deben moderar su sorpresa preguntándose quién estaría aquí para verse sorprendido si el universo fuera significativamente diferente. Este tipo de consideración «antrópica débil» no es una conjetura o una teoría falsificable. Es un ejemplo de un principio metodológico cuya omisión nos llevará a inferir conclusiones incorrectas de los datos disponibles.

(Figura 8.1 b) …un big crunch de densidad creciente. Solamente aquellos universos (como el nuestro) que comienzan expandiéndose muy próximos a la línea crítica darán lugar a la complejidad bioquímica y a observadores en algún estadio de sus historias: aquellos que comienzan expandiéndose demasiado lentamente, colapsarán y retornarán al big crunch antes de que la temperatura disminuya en una cantidad suficiente como para que puedan formarse estrellas, o incluso átomos; en aquellos que comienzan expandiéndose muy rápidamente será imposible en todo momento la formación de galaxias y estrellas, porque la fuerza de gravedad nunca frena la expansión en una región local, y la ausencia de estrellas imposibilita la producción de los elementos pesados que se necesitan para la evolución espontánea de la vida.

El impacto de ignorar este principio dependerá de la estructura básica del universo. Si existe algún elemento intrínsecamente aleatorio en la composición del universo, el papel de los sesgos resultará crucial en nuestro programa dirigido al entendimiento del mundo físico. Si tiene una única estructura posible y necesaria, por existir sólo un universo posible, lógicamente consistente, el efecto de nuestra selección antrópica débil apenas nos deja concluir algo más que nuestra buena fortuna por haber permitido «el» universo que la vida evolucionase en su seno. No obstante, en nuestra discusión sobre el papel que las rupturas de simetría jugaban en la naturaleza pudimos apreciar que el universo no parece ser así. Existen aspectos del universo que podrían haber sido de otra forma y, de hecho, puede que sean efectivamente de otra forma en partes diferentes del cosmos. Es más, vimos que los valores de muchas constantes de la naturaleza se deben a procesos cuasi-aleatorios que se dan en los primeros estadios del universo. En tales circunstancias, cometeríamos un grave error si esperásemos que las predicciones acerca del universo más probable que se obtengan a partir de la Teoría del Todo deban corresponder forzosamente al universo que vemos.

Anteriormente señalamos que en los experimentos terrestres controlados podemos repetir nuestras observaciones alterando diversas condiciones. En consecuencia, resulta con frecuencia más eficaz esclarecer cuáles son los fenómenos que distinguen las características intrínsecas de las leyes de la naturaleza de aquellas que son simplemente el resultado de que una simetría se haya roto de una forma, y no de otra. Cuando nos adentramos en el reino astronómico, las cosas no están tan bien definidas. No sabemos, por ejemplo, si los tamaños de las galaxias o de los cúmulos de galaxias son una consecuencia fundamental de las leyes físicas, de condiciones iniciales especiales, o de que algún proceso de ruptura de simetría haya seguido un curso particular. El único sustituto que tenemos de un experimento libre es la confección de listas de todas las propiedades observables de colecciones de objetos similares y después la búsqueda de correlaciones entre cantidades diferentes. Así podemos descubrir ciertas tendencias: ver si todas las galaxias grandes son brillantes, o si todas las estrellas magnéticas giran despacio, etc.

Hasta hace sólo unos pocos años, el efecto de la ruptura aleatoria de simetrías en la estructura observada del universo astronómico de las galaxias y los cúmulos de galaxias se consideraba más bien algo de cariz especulativo, sin ningún apoyo en la imagen predilecta de la evolución del universo temprano. Esto ya no es así. La progresiva maduración de la hipótesis del «universo inflacionario», que introdujimos en los capítulos anteriores, confiere una notable naturalidad a la idea de un aspecto cuasi aleatorio del universo temprano. Pues, si la expansión del universo comienza en un estado en el que las condiciones varían de un lugar a otro de una forma, digamos, aleatoria, regiones microscópicas diferentes inflacionarán en cantidades diferentes; es decir, cada una de ellas atravesará períodos de inflación de diferente duración. Sólo las regiones que inflacionen durante un tiempo suficiente y originen, en consecuencia, regiones suficientemente grandes para que los átomos, las estrellas y, por consiguiente, la vida puedan evolucionar, formarán parte de la especulación cosmológica posterior.

Al comparar las predicciones de esta teoría con la observación y al entender la estructura del universo observado en términos de esta teoría caótica del universo inflacionario, necesitamos tener en cuenta el sesgo que afecta a nuestras observaciones. Estas sólo pueden realizarse en determinados tipos de universo. No estaríamos justificados al excluir esta teoría de nuestra consideración por la sola razón de que la mayoría de las regiones inflacionadas son minúsculas. Nosotros tendríamos que estar viviendo en una de las grandes, con independencia de lo pequeña que pudiera ser su probabilidad a priori. Es más, si el universo es infinito en extensión, nuestras observaciones de un determinado remanso habitable hacen que la extrapolación a conclusiones grandilocuentes sobre la naturaleza del universo como un todo dependa precariamente de suposiciones no demostrables acerca de la naturaleza del universo más allá de nuestro horizonte visible (véase la figura 8.2).

Hay todavía un refinamiento más de esta caótica imagen inflacionaria del universo temprano, sugerido por el físico soviético Andrei Linde, en el que el proceso de inflación se perpetúa a sí mismo. Cada región microscópica inflacionaria tiende de manera natural a recrear las condiciones necesarias para que sus propias subregiones microscópicas inflacionen a continuación, y este proceso nunca se da por terminado. Por la misma regla de tres, la región que uno imaginó como el punto de partida de esta secuencia podría haber formado parte de una secuencia infinita en el pasado. Solamente en aquellos miembros de la secuencia infinita en los que se dan las condiciones necesarias para la evolución de observadores, se derivarán conclusiones cosmológicas. El escenario de la inflación eterna se ilustra en la figura 8.3.

Figura 8.2 Evolución de un universo inflacionario caótico. Cada subregión microscópica del universo, conectada causalmente, de un tamaño de 10⁻²⁵ centímetros inflaciona en una cantidad diferente después de los 10⁻³⁵ primeros segundos de la expansión. Cada una de estas subregiones (numeradas) se convierte en una región mayor correspondiente del tipo de nuestro universo visible hoy. Solamente en aquellas regiones que inflacionen lo necesario para continuar expandiéndose próximas a la divisoria crítica, que separa la expansión futura indefinida del colapso eventual (véase la figura 8.1), podrán originarse observadores inteligentes. En consecuencia, la vida sólo podrá surgir en las regiones que presenten una mayor inflación, como es el caso de la región 7. Si el universo tiene un tamaño infinito, habrá un número infinito de estas regiones, y si sus propiedades iniciales agotan de manera aleatoria todas las posibilidades, surgirá un número infinito de regiones con condiciones adecuadas para la existencia de observadores. En consecuencia, si hay una probabilidad finita de que la vida evolucione (y claramente la hay, pues nosotros, al menos, estamos aquí), debe haberlo hecho en un número infinito de estos emplazamientos situados arbitrariamente en un universo de tamaño infinito. Obsérvese cómo esto altera nuestra imagen de la naturaleza del universo. Si nosotros residimos en la región 7, se esperaría que las condiciones fueran muy diferentes más allá de nuestro horizonte visible. Las observaciones de nuestro trozo visible de universo podrían no ser representativas en modo alguno de la totalidad del universo.

La influencia del principio antrópico débil ha aumentado a medida que los cosmólogos han explorado más y más a fondo el estado inicial, con la intención de reconstruir la historia pasada del universo. Cuanto más se aproxima uno al principio aparente, los efectos de la ruptura de simetría y de la aleatoriedad cuántica comienzan a proliferar y a generar los elementos intrínsecamente aleatorios, cuyo legado produce los matices de interpretación que hemos iluminado. Un bello ejemplo conocido, que ya introdujimos antes, es la tentativa de mostrar que los valores de las constantes de la naturaleza están determinados por un cierto tipo de interacción entre regiones del espacio-tiempo a través de tubos conexivos de espacio-tiempo llamados «agujeros de gusano». Esta imagen podría permitirnos predecir los valores numéricos de las constantes de la naturaleza. En los ejemplos que analizamos, los efectos gravitatorios cuánticos impedían que sus valores pudieran predecirse con exactitud. Antes bien, encontramos algunas distribuciones de probabilidad que nos darán los valores de las constantes más probables en la actualidad. El caso más fácil de predecir es el de la constante cosmológica que, como ya vimos, debería hallarse con una probabilidad muy alta cuando se examina sobre todos los universos posibles interconectados por agujeros de gusano en una forma simple. De hecho, sería preciso un valor increíblemente grande de la constante cosmológica para alterar el curso de la evolución cósmica de manera que fuera esencialmente imposible la evolución de observadores complejos. Sin embargo, Andrei Linde ha señalado que se requiere un valor en extremo pequeño si la evolución secuencial de la inflación sin fin se representa indefinidamente. Si los observadores son tan improbables que estas secuencias de mundos posibles son necesarias para asegurar su generación, entonces hasta el condicionamiento de la probabilidad a priori para una constante cosmológica cero podría verse afectado por efectos antrópicos. Claro está, puede suceder que por alguna razón insospechada nos veamos forzados a abandonar en algún momento la condición, normalmente aceptada, de «no contorno» para la función de onda del universo, o la suposición de una configuración débil de conexiones de agujeros de gusano en la red de mundos. Estas dos suposiciones fueron utilizadas en la predicción de un valor próximo a cero de la constante cosmológica. Otras condiciones de contorno o efectos de agujeros de gusano más fuertes podrían cambiar la distribución de probabilidad de los valores de la constante cosmológica de forma tal que no presente un pico tan dramático en torno al valor cero.

Figura 8.3 Evolución de un universo inflacionario «eterno». Cada subregión que inflaciona puede dar lugar a un gran número de regiones infladas, que satisfacen a su vez las condiciones necesarias para sufrir ellas mismas una inflación posterior. Este proceso puede continuar ad infinitum y, por la misma regla de tres, puede que se haya venido dando continuadamente desde un pasado eterno. Considerado junto a la situación mostrada en la figura 8.2, vemos que puede existir una secuencia infinita de universos inflacionarios en el tiempo extendiéndose sobre el espacio infinito. Solamente en algunos de esos productos inflados, en tiempos particulares y en lugares particulares, la inflación avanzará lo necesario para proveer el tiempo suficiente y las condiciones adecuadas para que la vida pueda evolucionar, y solamente en algunas de esas regiones favorecidas las cosas se decantarán de tal manera que la vida pueda efectivamente desarrollarse con éxito.

Las predicciones de otras constantes de la naturaleza distintas de cero, como la masa del electrón, serán mucho más difíciles. Cuando uno deja a un lado las aproximaciones simples que han sido introducidas para poder tratar el problema, el valor que se atribuye a las constantes dependerá de la configuración detallada de los agujeros de gusano y de su red de interconexiones con ellos mismos y con otros universos bebé. ¿Qué es lo que determina el complejo inicial de conexiones? ¿Es calculable? ¿Está dictado por algún metaprincipio?

Hemos visto que un entendimiento completo de nuestras observaciones del universo físico requiere un entendimiento de esos elementos que sesgan nuestras observaciones e interpretaciones de los datos. Si el universo posee elementos intrínsecamente aleatorios en su composición, heredados de sus orígenes cuánticos o de las rupturas aleatorias de simetría durante su evolución temprana, entonces debemos tomar en consideración nuestra propia existencia al evaluar la correspondencia entre la realidad y las predicciones cosmológicas de cualquier Teoría del Todo. Es más, si estos elementos cosmológicos aleatorios conducen a un universo que difiere significativamente de un lugar a otro sobre distancias muy grandes, nuestras observaciones locales de un universo probablemente infinito dejarán inevitablemente nuestro conocimiento de su estructura global seriamente incompleto.