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Un rayo del cielo

El universo de Alexander Friedmann

La mención del año 1929 produce estremecimientos en cualquiera que sea suficientemente viejo como para recordarlo: quiebras, suicidios en Wall Street, ejecución de hipotecas y desempleo. Fue el año que trajo la Gran Depresión. Pero no todo fue malo. En Wall Street la Bolsa se hundió como un globo que explota, pero en la soleada California Edwin Hubble descubrió el big bang, una explosión de la que nació todo el universo conocido. Como ya se ha señalado, contrariamente a lo que Einstein había pensado en 1917, el universo cambia y crece con el tiempo. Según las observaciones de Hubble, las galaxias distantes se alejan velozmente de nosotros, como si hubieran sido disparadas por un cañón gigantesco, un cañón que podía disparar en todas direcciones, y desde cualquier lugar, simultáneamente. Hubble no sólo descubrió que el universo está cambiando: descubrió que ¡está creciendo como un globo en expansión!

La técnica de Hubble para medir el movimiento de una galaxia era una técnica conocida. La luz procedente de una galaxia se hace pasar a través de un espectroscopio que la descompone en sus longitudes de onda componentes. Ya en el siglo XVII, Isaac Newton hizo eso mismo cuando hizo pasar la luz blanca del Sol a través de un prisma triangular. El prisma, un sencillo espectroscopio, descompone la luz del Sol en todos los colores del arco iris. Newton concluyó, correctamente, que la luz del Sol está compuesta de luz roja, naranja, amarilla, verde, azul y violeta. Hoy sabemos que cada color del espectro corresponde a una onda de una longitud (de onda) particular.

Si examinamos con mucho cuidado el espectro de la luz estelar, podemos ver algunas líneas espectrales oscuras muy estrechas superpuestas al arco iris de colores.

Estas misteriosas líneas donde no hay luz se denominan líneas de absorción. Indican que algo situado a lo largo de la visual ha absorbido ciertas longitudes de onda (colores) discretas sin perturbar el resto del espectro. ¿Qué provoca este curioso fenómeno? El comportamiento mecanocuántico de los electrones.

Según la teoría cuántica original del átomo de Bohr, los electrones en los átomos se mueven en órbitas cuantizadas. La mecánica newtoniana permitiría que los electrones orbiten a cualquier distancia del núcleo. Pero la mecánica cuántica les restringe a moverse como vehículos a motor que están obligados, por ley, a permanecer en carriles definidos. Moverse entre carriles viola las leyes del tráfico: moverse entre órbitas cuantizadas viola las leyes de la mecánica cuántica. Cada órbita tiene su propia energía y, para que un electrón salte de una órbita a otra, la energía del electrón tiene que cambiar. Si un electrón salta de una órbita externa a una interna, debe radiar un fotón que se lleve el exceso de energía. Al revés, un electrón interno sólo puede saltar a una órbita más distante si gana cierta energía, posiblemente por la absorción de un fotón.

Normalmente un electrón se mueve en la órbita más interna disponible que no esté ocupada por otros electrones (recordemos que el principio de exclusión de Pauli impide que dos electrones ocupen el mismo estado cuántico). Pero si el átomo es golpeado por otro objeto, un electrón puede absorber cierta energía y dar un salto cuántico a una nueva órbita más alejada del núcleo. El átomo está temporalmente excitado, pero finalmente el electrón emitirá un fotón y volverá a su órbita original. La luz radiada de esta manera tiene longitudes de onda definidas que son propias del tipo de átomo. Cada elemento químico individual tiene su propia firma, un conjunto de líneas espectrales que corresponden a los saltos cuánticos.

Si un fotón del color correcto incide en un átomo no excitado puede suceder el proceso inverso: el fotón puede ser absorbido mientras el electrón salta a una órbita más energética. Esto tiene un efecto interesante sobre la luz estelar que atraviesa gas de hidrógeno en la atmósfera que rodea a una estrella. El hidrógeno robará de la luz estelar precisamente aquellos colores que caracterizan el espectro del hidrógeno. Si hay presente helio o carbono o cualquier otro elemento, también dejarán su marca distintiva en la luz estelar. A partir del estudio de los espectros de la luz estelar, sabemos qué elementos químicos constituyen las estrellas. Pero lo que nos interesa ahora no es la composición química sino más bien la velocidad de la estrella. El punto importante es que los detalles exactos del espectro de absorción, visto desde la Tierra, dependen de la velocidad relativa entre nosotros y la estrella. La clave es el efecto Doppler.

Si usted ha oído la sirena de un coche de policía cuando pasa a gran velocidad, usted ha experimentado el efecto Doppler. El sonido estridente agudo, «iiiii», cuando se acerca da paso al sonido más grave, «oooo», cuando la sirena se aleja. Durante la aproximación las ondas sonoras que se dirigen hacia usted se amontonan, y al revés, cuando el coche se aleja, se estiran. Puesto que longitud de onda y frecuencia están íntimamente relacionadas, usted oye «iiiioooo». Usted podría entretenerse tratando de estimar a qué velocidad se está moviendo el coche de la policía por la magnitud del cambio de frecuencia.

Pero el efecto Doppler no es sólo una diversión para profanos. Para los astrónomos es nada menos que la clave de la estructura y la historia del universo. El efecto Doppler sucede con todo tipo de ondas: ondas sonoras, ondas vibratorias en cristales, incluso ondas de agua. Mueva el dedo en el agua mientras su brazo cuelga por la borda de una barca que se mueve lentamente^[47]. Los rizos que se dispersan a lo largo de la dirección de movimiento se amontonan. Los que van en la dirección opuesta se separan.

Afortunadamente para los astrónomos, la luz emitida por un objeto en movimiento hace lo mismo. Un limón a reacción que se alejara de usted podría tener el color de una naranja o incluso de un tomate si fuese suficientemente rápido^[48]. Mientras se está moviendo hacia usted, usted podría confundirlo con una lima o incluso una frambuesa gigante. Esto se debe a que la luz procedente de fuentes que se alejan del observador está desplazada hacia el rojo y la luz procedente de fuentes que se aproximan está desplazada hacia el azul. Esto se aplica tanto a la luz procedente de galaxias como a la procedente de limones. Además, la cantidad de desplazamiento es una medida de la velocidad de la galaxia con respecto a la Tierra.

Hubble utilizó este fenómeno para determinar la velocidad de un gran número de galaxias. Él tomó espectros muy precisos de la luz procedente de cada galaxia y comparó las líneas espectrales con espectros similares tomados en el laboratorio. Si el universo fuera estático como Einstein pensó originalmente, los espectros galáctico y de laboratorio habrían sido idénticos. Lo que Hubble encontró le sorprendió a él y a todos. La luz procedente de todas las galaxias lejanas estaba desplazada hacia el rojo. Sin ninguna duda, Hubble supo que todas se estaban alejando de nosotros. Algunas galaxias se movían lentamente y otras lo hacían a gran velocidad, pero, salvo unas pocas galaxias muy próximas, todas se movían hacia fuera. Esto debió de intrigar a Hubble. Significaba que en el futuro las galaxias se dispersarían a distancias cada vez mayores. Y más extraño todavía, significaba que en el pasado las galaxias estaban más próximas a nosotros, ¡en algún momento quizá incluso encima de nosotros!

Hubble fue capaz también de hacer una determinación aproximada de las distancias a las diversas galaxias y encontró una pauta: cuanto más lejanas están las galaxias, mayor es su velocidad de recesión. Las galaxias más próximas apenas se estaban moviendo, pero las más lejanas se estaban alejando a velocidades enormes. En una hoja de papel, Hubble trazó dos ejes: en el eje horizontal representó la distancia a cada galaxia; en el eje vertical, su velocidad. Cada galaxia se representaba como un único punto en la gráfica. Lo que encontró era extraordinario: la mayoría de los puntos caían sobre o cerca de una línea recta.

Esto significaba que la velocidad de recesión no sólo aumentaba con la distancia sino que era directamente proporcional a la distancia. Una galaxia a distancia doble que otra parecía alejarse a doble velocidad. Ésta era una nueva y totalmente inesperada regularidad en el universo. Una nueva ley cosmológica, la ley de Hubble. Las galaxias se están alejando de nosotros con velocidad proporcional a su distancia. Una formulación aún más precisa es la siguiente: las galaxias se están alejando de nosotros con una velocidad igual al producto de su distancia por un parámetro numérico llamado constante de Hubble^[49].

Bueno, en realidad no era completamente algo inesperado. Ale-xander Friedmann era un matemático ruso que había estudiado la teoría de Einstein del universo y en 1922 publicó un artículo afirmando que Einstein podría haberse equivocado en su artículo de 1917. Argumentaba que si el universo no fuera estático, si estuviera cambiando con el tiempo, la constante cosmológica sería superflua. El universo de Friedmann era, como el de Einstein, una 3-esfera cerrada y acotada. Pero, a diferencia del de Einstein, el universo de Friedmann crecía con el tiempo. Si el universo de Einstein era similar a un globo estático, el de Friedmann era similar a la superficie de un globo en expansión. Coja un globo y marque en su superficie puntos que representen las galaxias. Salpíquelos de manera más o menos uniforme. Luego hínchelo lentamente. Cuando el globo se expande, los puntos se alejan; cada punto se aleja de cualquier otro punto. Ningún punto es especial, sino que cada uno de ellos ve que todos los demás se alejan. Ésta era la esencia del universo matemático de Friedmann.

Lo que usted también podría notar si fuera capaz de observar los puntos es que cuanto más alejados están uno de otro, a más velocidad se separan. De hecho, los puntos harían exactamente lo que hacían las galaxias de Hubble. La ley de Hubble es la ley de los puntos en la superficie de un globo en expansión. Por desgracia Friedmann murió en 1925, antes de que pudiera saber del descubrimiento de Hubble o del hecho de que su trabajo —el de Friedmann— había sentado las bases para toda cosmología futura.

Revisemos algo de dicha cosmología.

El principio cosmológico y las tres geometrías

Hace un par de años tuve la buena fortuna de ser invitado a Sudáfrica para dar unas conferencias en una de sus universidades. Durante mi estancia, mi mujer y yo hicimos un viaje al Parque Nacional Krueger. El parque es una enorme extensión de sabana africana y hogar de todos los grandes mamíferos del continente. Fue una experiencia fabulosa. Por las mañanas y por las tardes salíamos en un Land Rover a ver y fotografiar la vida salvaje. Vimos hipopótamos, un rinoceronte, un búfalo africano, una manada de leones devorando un antílope y, lo más impresionante, un elefante macho enfadado. Pero para mí la vista más poderosa de todas fue la del cielo austral por la noche en una noche sin Luna. El cielo austral es mucho más rico que el cielo septentrional al que yo estaba acostumbrado y, además, Krueger está casi completamente libre de contaminación lumínica. La vista de la Vía Láctea extendida a lo largo del cielo realmente inspira respeto. Pero la humilde sensación de inmensidad es engañosa. Toda la Vía Láctea con todas las estrellas visibles es un rincón infinitesimal de un espacio mucho más vasto, lleno homogéneamente de cien mil millones de galaxias, que sólo pueden verse a través de un gran telescopio. E incluso eso es una porción minúscula de un cosmos mucho mayor.

Según mi diccionario, la palabra homogéneo significa «de estructura o composición uniforme». Cuando se aplica a un puré significa agradable y suave, es decir, sin grumos. Por supuesto, si usted mira el puré con una lupa, difícilmente se ve homogéneo. Lo importante es que cuando usted dice que algo es homogéneo, debe matizar la afirmación añadiendo «en escalas mayores que cierto tamaño especificado». El puré bien removido es homogéneo a escalas mayores de dos o tres milímetros. El campo de trigo del granjero Brown en el centro de Kansas es homogéneo en escalas mayores que dos o tres metros.

Bueno, no del todo. El puré es sólo homogéneo en escalas que van desde unos milímetros al tamaño del plato. El campo del granjero Brown es homogéneo a escalas mayores de tres metros pero menores de un kilómetro. A escalas de un kilómetro o más, el terrero parece un edredón de campos rectangulares. Lo correcto es decir que el campo del granjero Brown es homogéneo a escalas entre tres metros y una fracción de kilómetro.

A simple vista el cielo nocturno africano es muy heterogéneo. La Vía Láctea es una banda luminosa brillante y estrecha que divide un fondo mucho más oscuro. Pero una mirada a través de un gran telescopio revela miles de millones de galaxias que están, en general, distribuidas de manera homogénea a lo largo del universo observable. Según los astrónomos el universo parece ser homogéneo e isótropo a escalas mayores de cien millones de años luz y hasta al menos quince mil millones de años luz. El límite de quince mil millones de años luz es una subestimación que simplemente representa nuestra incapacidad para ver más lejos.

Volviendo a mi diccionario, encuentro la siguiente definición para el término isótropo: «idéntico en todas direcciones; invariante con respecto a la dirección». Isótropo no es lo mismo que homogéneo. He aquí un ejemplo. En cierta ocasión, mientras estaba buceando cerca de un arrecife de coral en el mar Rojo, vi un enorme cardumen de peces pequeños y estrechos, muy juntos, que llenaban un gran volumen de forma homogénea. Por alguna extraña razón, hasta que no estuve demasiado cerca, todos ellos se orientaban en la misma dirección. El cardumen parecía homogéneo en cierto rango de escalas, pero decididamente no isótropo. Cada lugar dentro del cardumen era como cualquier otro lugar, pero cada dirección no era como cualquier otra dirección. La dirección en la que se orientaban los peces era especial.

Cosmólogos y astrónomos suponen casi siempre que el universo es homogéneo e isótropo; independientemente de dónde esté uno en el universo y en qué dirección se oriente, ve lo mismo. No me refiero a los detalles más pequeños, sino a las características globales a gran escala del universo. Los cosmólogos llaman a esta hipótesis principio cosmológico. Por supuesto, llamarlo principio no le hace justicia. Originalmente era sólo una conjetura, pero poco a poco observaciones cada vez mejores de distinto tipo han convencido a astrónomos y cosmólogos de que el universo es realmente homogéneo e isótropo a escalas que van desde unos pocos cientos de millones de años luz hasta al menos unas pocas decenas de miles de millones de años luz. Más allá, no estamos seguros porque hay un límite a nuestras observaciones. Por muy grande que sea nuestro telescopio, es imposible observar objetos que estén a más de catorce mil millones de años luz. La razón es el simple hecho de que el universo sólo tiene catorce mil millones de años. En ese tiempo la luz no podría haber viajado más que catorce mil millones de años luz; la luz procedente de lugares más distantes simplemente no nos ha llegado todavía. De hecho, es una apuesta muy segura decir que el universo es homogéneo e isótropo a escalas de distancias mucho mayores que la parte observable del universo. Pero como el campo del granjero Brown, el universo puede convertirse en un edredón desordenado a una distancia suficientemente grande: un mosaico de universos de bolsillo.

Adoptemos de momento el punto de vista muy convencional de que el principio cosmológico es correcto hasta las escalas más grandes. Esto plantea una pregunta interesante: ¿qué tipo de geometría espacial global es compatible con el principio cosmológico? Por geometría espacial entiendo la forma del espacio. Empecemos con ejemplos bidimensionales. Una 2-esfera es una geometría particular.

También lo son los elipsoides, las formas de pera y las formas de plátano^[50].

De esta lista, sólo una esfera es homogénea e isótropa. Como un círculo, una esfera tiene simetría perfecta; cualquier punto es exactamente igual que cualquier otro punto. Un elipsoide, aunque no tan simétrico como una esfera, aún tiene bastante simetría. Por ejemplo, su imagen especular es igual a sí mismo. Pero no todo lugar en el elipsoide es igual que cualquier otro. La pera y el plátano son aún menos simétricos.

Una manera de describir las propiedades de una superficie es por su curvatura. La curvatura de la esfera es absolutamente uniforme.

Matemáticamente hablando es un espacio de curvatura positiva uniforme. El elipsoide es también un espacio curvado positivamente, pero está más curvado en algunos lugares que en otros. Por ejemplo, el elipsoide prolato, que tiene una forma parecida a un submarino, está más curvado cerca de sus extremos que en el centro. De todos estos ejemplos, sólo la esfera es homogénea y uniformemente curvada.

Esferas, elipsoides y las superficies de frutas son geometrías cerradas y acotadas, lo que significa que son de extensión finita pero sin bordes. Pero la verdad es que nadie sabe si el universo es de extensión finita. Ningún Magallanes cósmico lo ha circunnavegado. Es totalmente posible que el universo se prolongue indefinidamente, en cuyo caso, es no acotado o infinito.

Si admitimos la posibilidad de que el universo sea infinito, hay otras dos geometrías homogéneas e isótropas. La primera es obvia: el plano infinito. Pensemos en una hoja de papel que se extiende indefinidamente. No hay mojones en el plano infinito que le digan dónde está usted o en que dirección se mueve. Y a diferencia de la superficie de la esfera, el plano no está curvado: matemáticamente tiene curvatura nula. Curvatura positiva para la esfera, curvatura cero para el plano y, finalmente, la última geometría homogénea isótropa, la «geometría hiperbólica» con curvatura negativa. Para ayudar a visualizarla, pensemos en un trozo de tubería doblado en ángulo recto. En el exterior del «codo», la lámina de metal está curvada positivamente como la esfera. La superficie curvada interior es el lugar donde la curvatura es negativa.

Pero, por supuesto, el tubo acodado no es homogéneo. La región curvada interna no es ni mucho menos igual que la región externa con curvatura positiva. Un ejemplo mejor es la superficie de una silla de montar. Imaginemos que la forma de la silla de montar se prolonga indefinidamente para formar una superficie no acotada y con curvatura negativa. No es fácil de visualizar, pero es perfectamente posible.

Estas tres superficies —esfera, plano y geometría hiperbólica— son homogéneas. Además, las tres tienen análogos tridimensionales: la 3-esfera, el espacio ordinario euclideano tridimensional y, el más difícil de visualizar, el espacio hiperbólico tridimensional.

Para imaginar los tres tipos estándar de cosmologías, piense en cada superficie como una lámina elástica (o globo en el caso de la esfera) y llene la superficie con puntos que representan galaxias. Luego empiece a estirar la superficie de modo que los puntos comienzan a separarse y la distancia entre dos cualesquiera crece con el tiempo. Eso es todo lo que hay. Ahora tiene usted una idea aproximada de las tres cosmologías homogéneas e isótropas. Los cosmólogos se refieren a estos tres casos como k= 1, k = 0 y k = −1. Es simplemente una abreviatura para curvatura positiva (la esfera), curvatura cero (el espacio plano) y curvatura negativa (espacio hiperbólico).

¿Es el universo finito y acotado como pensaba Einstein o es no acotado y está lleno con una infinidad inacabable de estrellas y galaxias? La pregunta fascinó a los cosmólogos a lo largo del siglo XX, pero la respuesta se ha mostrado esquiva. En el resto de este capítulo le contaré lo que se ha descubierto en el pasado reciente y cómo afecta a la respuesta.

Los tres destinos

Hace aproximadamente un mes estaba en casa trabajando en este libro cuando me sobresaltó un golpe en la puerta de entrada. Cuando abrí, tres jóvenes pulcramente vestidos me pasaron un panfleto. Normalmente no me molesto en discutir con proselitistas, pero cuando vi el título del folleto —¿Está usted preparado para el fin del universo?— no pude resistirme a hacerles alguna pregunta. Cuando les pregunté como sabían algo sobre el fin del universo me dijeron que los científicos modernos habían confirmado la narración bíblica del Armagedón y que el fin del universo era una certeza científica.

Probablemente tenían razón. Los científicos modernos predicen que el universo —al menos el universo tal como lo conocemos— tendrá un final. Cualquier teoría cosmológica razonable lo dice. Cuándo y cómo sucederá varía de un conjunto de hipótesis a otro, pero todos coinciden en que no sucederá antes de unas decenas de miles de millones de años.

Hablando en general, hay dos escenarios para «el fin del mundo». Para entenderlos, pensemos en una piedra arrojada verticalmente al aire. En realidad, quiero olvidarme del aire. Arrojemos la piedra desde un asteroide sin aire. Puede suceder una de dos cosas. La atracción gravitatoria del asteroide puede ser suficiente como para traer de nuevo la piedra al suelo o puede no serlo. En el primer caso, la piedra invertirá su movimiento hacia arriba y volverá a dar en el suelo, pero en el segundo, superará la atracción gravitatoria y seguirá indefinidamente. Todo depende de si la velocidad inicial de la piedra es mayor que la velocidad de escape. La velocidad de escape depende de la masa del asteroide: cuanto mayor es la masa, mayor es la velocidad de escape.

Según la teoría de la relatividad general, el destino del universo es muy parecido al destino de esa piedra^[51]. Las galaxias (y otros materiales en el universo) han salido disparadas de la explosión del big bang y ahora se están alejando unas de otras. Mientras, la gravedad está trabajando para juntarlas de nuevo. Para decirlo de otra manera, el universo está creciendo como un globo, pero la materia gravitante está frenando lentamente la expansión. ¿Continuará la expansión o la gravedad la invertirá y hará que finalmente el universo empiece a contraerse? La respuesta es bastante similar al caso del asteroide y la piedra. Si hay suficiente masa en el universo, la expansión se invertirá y finalmente el universo desaparecerá en un gran y terrible crujido supercalentado. Por el contrario, si no hay suficiente masa, el universo seguirá expandiéndose indefinidamente. En este caso, el final puede ser más suave, pero con el tiempo el universo se hará tan tenue que tendrá una muerte fría.

Para la piedra y el universo hay una tercera posibilidad. La piedra podría llevar precisamente la velocidad de escape. Esto requeriría un equilibrio perfecto entre atracción gravitatoria y velocidad hacia arriba. Si se hacen los cálculos en este caso se encuentra que la piedra sigue subiendo aunque a una velocidad cada vez menor. Lo mismo es cierto para el universo. Si hay un equilibrio exacto entre densidad de masa y expansión hacia fuera, el universo se expandirá eternamente pero a una velocidad cada vez menor.

Geometría es destino

Tres geometrías posibles y tres destinos posibles; ¿hay una conexión? La hay. La teoría de la gravedad de Einstein (sin una constante cosmológica) relaciona la geometría con la presencia de masa; la masa afecta a la geometría. El lema newtoniano «la masa es la fuente del campo gravitatorio» es reemplazado por «la masa curva y dobla el espacio». Éste es el vínculo que relaciona las tres geometrías con los tres destinos. Los detalles están en las matemáticas difíciles (cálculo tensorial y geometría riemanniana) de la relatividad general, pero el resultado (sin constante cosmológica) es fácil de entender.

• Si la densidad de masa en el universo es suficientemente grande como para invertir la expansión, distorsionará el espacio dando una esfera, es decir, una 3-esfera. Éste es el caso de un universo cerrado-y-acotado. Y su destino es un crujido final o, en la jerga técnica, una singularidad. Este caso se denomina universo cerrado o universo k = 1.
• Si la densidad de masa es menor que la mínima cantidad necesaria para cerrar el universo, también es insuficiente para invertir el movimiento. En este caso, distorsiona el espacio dando una geometría hiperbólica. El universo hiperbólico se expande para siempre. Se denomina universo abierto o caso k = −1.
• Si el universo está exactamente en el filo de la navaja, entre abierto y cerrado, la geometría del espacio es un espacio plano, no curvado, euclideano, pero el universo se expande incesantemente, aunque a una velocidad cada vez menor. Esto se denomina universo plano, y está etiquetado como k = 0.

Así que, ¿cuál es?

Cuando pregunté a los tres jóvenes misioneros si sería muerte caliente o muerte fría, me dijeron que todo dependía de mí. Muy probablemente a menos que yo cambiase mi modo de vida sería la muerte caliente.

Físicos y cosmólogos están menos seguros del resultado final. Durante décadas han tratado de determinar cuál de los tres destinos regirá los días finales. La primera forma de descubrirlo es muy directa: utilizar telescopios para mirar a los confines del espacio y contar toda la masa que puede verse —estrellas, galaxias, gigantescas nubes de polvo y cualquier otra cosa que pueda verse o deducirse—. ¿Es la atracción gravitatoria de todo ese material suficiente como para invertir la expansión?

Sabemos a qué velocidad se expande hoy el universo. Hubble determinó que la velocidad de una galaxia distante es proporcional a su distancia, siendo el factor de proporcionalidad la constante de Hubble. Esta cantidad es la mejor medida de la velocidad de expansión: cuanto mayor es la constante de Hubble, más rápidamente se están alejando de nosotros todas las galaxias. Las unidades de la constante de Hubble son velocidad por unidad de distancia. Los astrónomos suelen decir «kilómetros por segundo por megaparsec». Todo el mundo reconocerá kilómetros por segundo como una unidad de velocidad. Un kilómetro por segundo es aproximadamente tres veces la velocidad del sonido, es decir, Mach 3. El megaparsec es menos familiar. Es una unidad de longitud conveniente para el estudio de la cosmología. Un megaparsec es unos tres millones de años luz, o treinta trillones de kilómetros, un poco más que la distancia a nuestra galaxia vecina, Andrómeda.

El valor de la constante de Hubble ha sido medido repetidamente durante años y ha sido tema de un vivo debate. Los astrónomos estaban de acuerdo en que está entre cincuenta y cien kilómetros por segundo por megaparsec, pero sólo en el pasado reciente se ha decidido que la respuesta está en unas setenta y cinco unidades. La consecuencia es que a una distancia de un megaparsec, las galaxias se están alejando con una velocidad de 75 km/s. A dos megaparsec, su velocidad es 150 km/s.

Ahora bien, 75 km/s suena terriblemente rápido para patrones terrestres. A esa velocidad se tardaría unos diez minutos en dar la vuelta a la Tierra. Pero no es en absoluto rápida desde el punto de vista de un físico o un astrónomo. Por ejemplo, el movimiento en molinillo de la Vía Láctea imparte a la Tierra una velocidad que es tres veces mayor. Y en comparación con la velocidad de la luz, es un paso de caracol.

De hecho, según la ley de Hubble, la galaxia Andrómeda debería estar alejándose de nosotros a unos 50 km/s, pero en realidad se está moviendo hacia nosotros. Está tan cerca que la expansión de Hubble está contrarrestada por la atracción gravitatoria de nuestra galaxia. Sin embargo, nunca se pretendió que la ley de Hubble fuera exacta para una galaxia tan cercana como Andrómeda. Cuando consideramos galaxias que están suficientemente alejadas como para escapar de la gravedad de las demás, la ley funciona muy bien.

De todas formas, la expansión es lenta y se necesitaría muy poca densidad de masa para darle la vuelta.

Conociendo la velocidad de expansión, una aplicación directa de las ecuaciones de Einstein nos permite calcular cuánta densidad de masa se requeriría para impedir que el universo siga creciendo eternamente. ¿La respuesta? Tan sólo 10⁻²⁵ kilogramos por metro cúbico sería el valor del filo de la navaja: un poco más y se invertiría finalmente el flujo hacia afuera de las galaxias. Eso no es mucho. Es aproximadamente la masa de cincuenta protones en un metro cúbico. Una pizca más sería suficiente para curvar el universo en una 3-esfera y convertir el big bang en un desastroso big crunch. Si la densidad tuviera exactamente ese valor crítico, el universo sería plano (es decir, k = 0).

Los astrónomos buscan en el cielo materia en forma de estrellas, gas y nubes de polvo: toda la materia en el universo que emite o dispersa luz. Suponiendo que el universo es homogéneo, podemos contar toda la masa brillante que hay en la vecindad de nuestra galaxia y medir la densidad media de masa cósmica. El número es extraordinariamente pequeño, sólo una masa de un protón por metro cúbico: demasiado pequeño en un factor de cincuenta para cerrar el universo. La consecuencia obvia es que estamos viviendo en un universo abierto infinito (k = −1) con curvatura negativa y que se expandirá para siempre.

Pero astrónomos y cosmólogos siempre han sido reacios a saltar a esta conclusión. A diferencia de la física, donde estar equivocado en un factor de cincuenta es una desgracia, la astronomía, hasta muy recientemente, ha sido una ciencia algo tosca. No era infrecuente que las estimaciones difirieran del valor correcto en factores de diez o cien por defecto o por exceso. Dado que la densidad de masa podría haber tenido cualquier valor, el hecho de que resultara tan próxima a la densidad crítica hacía recelar a los cosmólogos. Y tenían razón en recelar.

Aparte de medir simplemente la luz que procede de una galaxia, hay otra manera mucho más directa y fiable de determinar su masa, y es utilizar las leyes de Newton. Volvamos al asteroide y la piedra. Ahora, en lugar de moverse verticalmente, la piedra se está moviendo en una órbita circular alrededor del asteroide. La gravedad del asteroide mantiene la piedra en órbita. La observación clave, que se remonta a Newton, es que midiendo la velocidad de la piedra y el radio de su órbita se puede determinar la masa del asteroide. De un modo similar, midiendo la velocidad de las estrellas en las zonas más exteriores de una galaxia en rotación, los astrónomos pueden medir la masa de la galaxia. ¿Y qué es lo que encuentran?

Las galaxias son mucho más pesadas de lo que los astrónomos habían pensado. Hablando de manera aproximada, cada galaxia tiene unas diez veces más masa que todas las estrellas visibles y todo el gas interestelar que contiene. Las otras nueve décimas partes de la masa son un misterio. Es prácticamente seguro que no están hechas de las cosas que forman la materia corriente: protones, neutrones y electrones. Los cosmólogos la llaman materia oscura: oscura porque no emite luz^[52]. Tampoco esta materia fantasmal dispersa luz ni se hace visible de ninguna forma, excepto a través de su gravedad. Así de extraña es la ciencia moderna. Durante todos estos años —desde la época de John Dalton—, se pensó que toda la materia era el material usual de la química. Pero ahora parece que del noventa por ciento de toda la materia del universo no sabemos nada.

Mientras los astrónomos estaban en el lento proceso de convencerse de que la materia oscura existe realmente, los físicos teóricos estaban muy ocupados postulando todo tipo de nuevas partículas elementales por todo tipo de razones. Los neutrinos fueron un primer ejemplo, las partículas supercompañeras fueron otro, pero ciertamente no agotan la lista imaginaria de partículas hipotéticas que se postularon por una razón u otra. Nadie sabe con seguridad qué es la materia oscura, pero la solución más probable es que sean nuevas partículas elementales pesadas que todavía no hemos descubierto. Quizá sean las supercompañeras gemelas no idénticas de las partículas ordinarias —los compañeros bosónicos de los neutrinos o incluso el compañero fermiónico del fotón—. Quizá sean una clase totalmente insospechada de partículas elementales que ningún teórico ha imaginado nunca. Sean lo que sean, son pesadas —tienen masa y gravitan— pero no tienen carga eléctrica para dispersar o emitir luz. Es todo lo que sabemos en realidad. Deben de estar a nuestro alrededor, atravesando constantemente la Tierra e incluso nuestros cuerpos, pero nunca podemos verlas, sentirlas u olerías. Sin carga eléctrica, no tienen ninguna manera directa de interaccionar con nuestros sentidos. Se están construyendo detectores de partículas muy sensibles a fin de que podamos aprender más sobre estos objetos misteriosos, pero por ahora basta con saber que hacen las galaxias diez veces más pesadas de lo que pensábamos.

La pregunta de si el universo es abierto e infinito o cerrado y finito ha perseguido a la astronomía desde que ha habido astrónomos. Un universo cerrado con un número finito de galaxias, estrellas y planetas es intuitivamente comprensible, pero un universo no acotado es casi incomprensible. Hemos llegado más cerca de tener materia suficiente para cerrar el universo, tentadoramente cerca. Originalmente estábamos lejos de la densidad crítica en un factor de cincuenta. Ahora es solo un factor de cinco, pero nuestra confianza en que conocemos la cantidad de masa que hay es mucho mayor. ¿Podría ser que la constante de Hubble no estuviera medida con precisión? Si fuera menor en un factor de dos o tres, la densidad de masa estaría muy cerca de cerrar el universo. Por ello, si queremos evitar cualquier circulo vicioso en el razonamiento, tenemos que obtener el valor correcto.

Los astrónomos han estado acercándose al valor de la constante de Hubble durante casi ochenta años con instrumentos cada vez más sofisticados. Ahora parece muy poco probable que pueda ser suficientemente pequeña como para permitir que el universo sea cerrado. Si éste fuera el final de la historia, tendríamos que concluir que la densidad de masa cósmica era insuficiente para cerrar el universo, pero aún no lo hemos hecho.

La otra manera de determinar si el universo es abierto, cerrado o plano es muy directa. Imaginemos un triángulo muy grande en el espacio, un triángulo de proporciones cósmicas. Para asegurar que los lados son rectos, deberíamos tomarlos como trayectorias de rayos de luz. Un topógrafo cósmico podría medir los ángulos del triángulo y, si fuera un estudiante de geometría euclideana, podría concluir que la suma de los ángulos debería ser de ciento ochenta grados, dos ángulos rectos. Los antiguos griegos estaban seguros de ello: no podían concebir que el espacio fuera de otra manera.

Pero los geómetras modernos saben que la respuesta depende de la geometría del espacio. Si el espacio es plano como pensaba Euclides, la suma de los tres ángulos sería de ciento ochenta grados. Por el contrario, si el espacio es una esfera, los ángulos sumarían más de ciento ochenta grados. Menos fáciles de visualizar, los ángulos de un triángulo en un espacio curvado negativamente siempre sumarán algo menos de ciento ochenta grados.

Enviar un equipo de topógrafos cósmicos a miles de millones de años luz hasta los vértices de un inmenso triángulo no es factible e, incluso si lo fuera, se necesitarían miles de millones de años para llegar allí y miles de millones de años más para tener los resultados de vuelta en la Tierra. Pero el ingenio de los astrofísicos no tiene límites y, créalo o no, ellos idearon una manera de hacer el trabajo sin siquiera dejar la Tierra. Volveré a cómo lo hicieron después de explicar el fondo cósmico de microondas o CMB. Pero el resultado es fácil de enunciar: el espacio parece ser plano. Los ángulos suman precisamente lo que Euclides suponía. O al menos suman ciento ochenta grados dentro de la precisión del experimento.

Ahora, querido lector, usted debe darse cuenta de que hay algo terriblemente erróneo. Tenemos dos maneras de determinar si el universo es abierto, cerrado o plano y dos respuestas incompatibles. La cantidad de masa en el universo parece ser cinco veces demasiado pequeña para cerrar el universo o incluso para hacerlo plano. Pero la medida de triángulos cósmicos parece dejar poca duda de que la geometría del universo es plana.

La edad del universo y las estrellas más viejas

Imaginemos una película cósmica, una biografía que sigue al universo desde su nacimiento en fuego a su edad actual. Pero en lugar de ver la película de la forma acostumbrada —desde el nacimiento a la vejez—, la pasamos hacia atrás, rebobinándola por así decir. En lugar de expandirse, lo vemos contraerse. Las galaxias parecen moverse según una versión inversa de la ley de Hubble, con una velocidad proporcional a su distancia pero acercándose a nosotros en lugar de alejarse. Sigamos una de estas galaxias lejanas mientras se acerca a nosotros. Usando la ley de Hubble (hacia atrás) podemos determinar su velocidad. Digamos que la galaxia está a un megaparsec. La ley de Hubble nos dice que se está aproximando a una velocidad de 75 kilómetros por segundo. Sabiendo a qué distancia está y con qué velocidad se está moviendo, es un ejercicio fácil determinar cuánto tiempo pasará hasta que la galaxia esté encima de nosotros. Yo lo haré por usted. La respuesta es de unos quince mil millones de años. Ésa es la respuesta si suponemos que la galaxia se mueve a una velocidad constante.

¿Qué pasa si empezamos con una galaxia a dos megaparsecs en lugar de uno? La ley de Hubble nos dice que se está moviendo a una velocidad doble que la galaxia anterior: dos veces más lejos pero dos veces más rápida. También llegará hasta nosotros dentro de quince mil millones de años. De hecho, lo mismo es cierto para cualquier galaxia lejana. Según este cálculo, todas las galaxias se fundirán en una masa indiferenciada en unos quince mil millones de años en la película al revés.

Pero las galaxias no se mueven con velocidad uniforme a medida que se aproximan. En la versión hacia adelante de la película, la gravedad las frena cuando se alejan. Por tanto, en la versión hacia atrás, cuando se acercan unas a otras la gravedad las acelera. Esto significa que tardarían menos tiempo en colisionar. Cuando los cosmólogos hacen el cálculo correcto (en la versión hacia adelante), encuentran que las galaxias estuvieron amontonadas en una densa masa hace unos diez mil millones de años. Esto significaría que sólo han pasado diez mil millones de años desde que los gases hidrógeno y helio empezaran a diferenciarse en los grumos que con el tiempo se convirtieron en galaxias. Para decirlo de forma concisa, el universo, según este cálculo, tiene diez mil millones de años.

Determinar la edad del universo ha sido un viaje lleno de baches. Originalmente Hubble subestimó las distancias a las galaxias en aproximadamente un factor de diez. Esto le llevó a concluir que el universo empezó su expansión hace simplemente mil millones de años. Pero en la época de Hubble ya se habían datado rocas de dos mil millones de años a partir de su radioactividad. Obviamente había un error, pronto se encontró. Pero sigue existiendo una versión moderna del problema. Astrónomos y astrofísicos, que estudian las propiedades detalladas de estrellas en nuestra galaxia, encuentran que las estrellas más viejas son más viejas que el universo. Tienen unos trece mil millones de años. ¡Las hijas son más viejas que el padre!

En resumen, tres grandes problemas afectan a nuestro pensamiento sobre el universo. En primer lugar, hay pruebas contradictorias con respecto a la geometría del espacio, si es abierto, cerrado o plano. Segundo, ¿es realmente más joven que las estrellas más viejas? Y tercero, la madre de todos los problemas: ¿hay una constante cosmológica como creía Einstein originalmente y, si no, por qué no la hay? ¿Están relacionados estos problemas? Por supuesto que lo están.

La solución

Quizá la solución sea que nuestra teoría de la gravedad —la teoría de la relatividad general— es simple y llanamente falsa. De hecho, algunos físicos han llegado a esta conclusión. Normalmente estos físicos tratan de hacer modificaciones en la teoría que sólo afectarán a la fuerza gravitatoria a distancias muy grandes. Personalmente no encuentro mucho mérito en estos esquemas. En general son muy retorcidos, suelen violar principios fundamentales y, en mi opinión, son completamente innecesarios.

Otra salida posible es suponer que los astrónomos están tomando demasiado en serio la precisión de sus datos. Uno puede perfectamente apostar contra los datos experimentales que contradicen las expectativas dominantes. Tales datos son casi siempre falsos, como suele demostrar la experimentación posterior. En este caso, yo habría apostado contra los datos astronómicos, no contra la teoría. Pero parece que habría perdido mi apuesta. A medida que han ido mejorando durante los últimos años, los datos refuerzan el hecho de que observación y teoría no se llevan bien. Realmente hay algún error.

Pero hay una posibilidad oculta bajo la superficie que no puede ser descartada fácilmente. ¿Qué pasa si después de todo existe una constante cosmológica? ¿Qué pasa si el mayor patinazo de Einstein fuera realmente uno de sus más grandes descubrimientos? ¿Podría eso resolver los conflictos?

Cuando consideramos si la masa observable del universo sería suficiente para hacerlo plano o cerrado, ignoramos por completo la posibilidad de una energía del vacío. Eso sería un error en un mundo con una constante cosmológica. Las ecuaciones de Einstein dicen que todas las formas de energía afectan a la curvatura del espacio. Energía y masa son lo mismo, de modo que la energía del vacío debe contarse como parte de la densidad de masa del universo. La materia corriente y la materia oscura juntas suman aproximadamente un treinta por ciento de la masa necesaria para aplanar o cerrar el universo. La solución obvia del dilema es poner el setenta por ciento que falta en forma de una constante cosmológica. Esto significaría que la densidad de energía del vacío era un poco más que el doble de la masa de la materia ordinaria y la materia oscura combinadas, unas treinta masas de protón por metro cúbico.

Puesto que la constante cosmológica representa una fuerza repulsiva, tendría un efecto en la manera en que el universo se expande. La fase primitiva de la expansión no estaría muy afectada, pero a medida que crece la distancia entre galaxias, también lo hace la fuerza repulsiva. Finalmente, la constante cosmológica puede acelerar el movimiento hacia afuera de las galaxias, haciendo que la expansión de Hubble cobre velocidad.

Pasémoslo hacia atrás. Las galaxias están cayendo hacia adentro, pero ahora la repulsión extra las frena. La estimación inicial de su velocidad hacia adentro (la que hacemos hoy) sobreestima la rapidez con que se están moviendo a medida que se acercan. El no tener en cuenta la energía del vacío nos llevaría a subestimar el tiempo que transcurre hasta que todas las galaxias se funden. En otras palabras, si hubiera una constante cosmológica pero no lo supiéramos, encontraríamos que el universo parece más joven de lo que realmente es. De hecho, si incluimos los efectos de una energía del vacío igual a aproximadamente treinta masas de protón por metro cúbico, el tiempo de vida del universo de diez mil millones de años se estiraría hasta unos catorce mil millones de años. Eso es perfecto porque hace al universo un poco más viejo que las estrellas más viejas.

Estas conclusiones relativas a la existencia de una constante cosmológica son tan importantes que quiero repetirlas. La existencia de una pequeña constante cosmológica, que representa el setenta por ciento de la energía del universo, resuelve los dos mayores enigmas de la cosmología. Primero, la energía adicional es suficiente para hacer el universo plano. Este hecho elimina la molesta discrepancia entre la planicie observada del espacio y el hecho de que la masa del universo sea insuficiente para hacerlo plano.

La segunda paradoja que queda eliminada por la constante cosmológica es la discrepancia igualmente molesta que supone el hecho de que las estrellas más viejas parecen más viejas que el universo. De hecho, la misma energía del vacío —setenta por ciento de la total— es exactamente la que se necesita para hacer el universo un poco más viejo que estas antiguas estrellas.

Supernovas tipo I

Durante la última década, la precisión histórica de la biografía del universo ha sido enormemente mejorada. Ahora conocemos la historia de la expansión con mucho más detalle. La clave está en una clase de sucesos lejanos llamados supernovas tipo I. Una supernova es un suceso cataclísmico en el que una estrella moribunda desaparece bajo su propio peso y se convierte en una estrella de neutrones. La supernova es tan inimaginablemente violenta que cuando ocurre en una galaxia su brillo puede superar el de los miles de millones de estrellas que comprende dicha galaxia. Las supernovas son fáciles de detectar incluso en galaxias muy lejanas.

Todas las supernovas son interesantes, pero hay algo especial en las supernovas tipo I. Se originan a partir de sistemas de estrellas dobles en los que una estrella ordinaria y una enana blanca orbitan cada una alrededor de la otra a una distancia relativamente próxima. La estrella enana blanca es una estrella muerta que no tiene masa suficiente para desaparecer en una estrella de neutrones.

Conforme las dos estrellas giran cada una alrededor de la otra, la gravedad de la enana blanca succiona poco a poco materia de la estrella ordinaria y de esta manera aumenta lentamente su propia masa. En un momento muy preciso, cuando la masa es la justa, la enana blanca ya no puede soportar su propio peso e implosiona creando una supernova tipo I. El comportamiento de la desaparición final no depende de la masa original de la enana blanca o, para el caso, de su compañera. De hecho se cree que estos sucesos ocurren de una única manera y siempre dan la misma cantidad de luz. Un astrónomo diría que todos tienen la misma luminosidad^[53]. Y a partir de su brillo aparente, los astrónomos pueden decir, con un buen grado de certidumbre, a qué distancia están.

La velocidad de la galaxia en la que está inmersa la supernova también puede determinarse fácilmente utilizando el método Doppler. Y una vez que conocemos la distancia y la velocidad de la galaxia lejana, es fácil determinar la constante de Hubble. Pero lo que hay de especial en las galaxias muy lejanas es que su luz fue emitida hace mucho tiempo. Una galaxia que está a cinco mil millones de años luz de distancia irradió la luz que ahora vemos hace cinco mil millones de años. Cuando medimos el parámetro de Hubble hoy en la Tierra, estamos midiendo realmente el valor que tenía hace cinco mil millones de años.

Fijándonos en galaxias a muchas distancias diferentes, medimos efectivamente la historia del parámetro de Hubble. En otras palabras, las supernovas tipo I nos permiten conocer muchas cosas sobre la historia del universo en las diversas etapas de su evolución. Y lo que es más importante, nos permiten comparar nuestro universo real con modelos matemáticos, con y sin constantes cosmológicas. Los resultados son inequívocos. La expansión del universo se está acelerando bajo la influencia de una constante cosmológica o algo muy parecido a ella. Para físicos teóricos como yo, éste un contundente cambio de fortuna que no puede hacer otra cosa que cambiar toda nuestra perspectiva. En efecto, durante mucho tiempo hemos tratado de explicar por qué la energía del vacío es exactamente cero. Bien, parece que no es cero. Las 119 primera cifras decimales de la constante cosmológica se anulan, pero luego, en el lugar 120, increíblemente, aparece un valor no nulo. Para hacer las cosas aún más interesantes, su valor es aproximadamente el que Weinberg predijo que sería basado en el principio antrópico.

Luz de la creación

Puesto que la luz viaja a velocidad finita, los grandes telescopios que miran a tremendas distancias están mirando también muy atrás en el pasado. Vemos el Sol como era hace ocho minutos, la estrella más cercana como era hace cuatro años. Los humanos primitivos estaban empezando a ponerse erguidos cuando la luz empezó su viaje de dos millones de años desde la galaxia más próxima, Andrómeda.

La más vieja es la luz que ha estado viajando hacia nosotros durante unos catorce mil millones de años. Esta luz salió antes de que se hubiera formado la Tierra o incluso las estrellas más viejas. De hecho, el hidrógeno y el helio todavía no habían iniciado el proceso de diferenciación en galaxias. Tan calientes y densos eran estos gases que todos los átomos estaban ionizados. Era la época más cercana a la creación que la Naturaleza nos permitirá ver, al menos si el mensajero es la radiación electromagnética.

Pensemos en el universo como una serie de capas concéntricas con nosotros en el centro. Por supuesto, no hay capas reales, pero nada nos impide dividir el espacio de ese modo. Cada capa sucesiva está más alejada que la anterior. Cada capa representa también una época (tiempo) anterior a la que le precede. Mirando cada vez más lejos, lo que estamos haciendo, de hecho, es pasar la película del universo hacia atrás.

Cuanto más lejos miramos, más densamente poblado parece el universo. En la película del universo al revés la materia se hace cada vez más densa, como si un pistón gigante la estuviera comprimiendo cada vez más. Ese pistón es, por supuesto, la gravedad. Además, una propiedad de la materia es que cuando se comprime se hace más caliente, además de más densa. Hoy, la temperatura media del universo es sólo de unos tres grados por encima del cero absoluto o −270 °C. Pero conforme seguimos el universo hacia el pasado, la temperatura crece, primero hasta temperatura ambiente, luego a la temperatura de ebullición y, con el tiempo, a la temperatura en la superficie del Sol.

El Sol está tan caliente que los átomos que lo componen han sido desgarrados por su violento movimiento térmico. Los núcleos están intactos, pero los electrones más débilmente ligados se han liberado y pueden deambular por los gases calientes del Sol, que son ahora un plasma conductor eléctrico^[54].

Los conductores eléctricos son generalmente los materiales menos transparentes. Los electrones que se mueven libremente dispersan la luz con facilidad. Esta dispersión de la luz hace el Sol opaco. Pero cuando nos movemos hacia afuera hasta la superficie del Sol, la temperatura y la densidad decrecen hasta el punto que se hace transparente. Ahí es donde vemos la superficie del Sol.

Viajemos ahora hacia atrás en el tiempo y hacia afuera en el espacio hasta la última capa visible, donde las condiciones son similares a las de la superficie del Sol. De nuevo la luz nos llega desde una superficie como la del Sol: una capa gigantesca de plasma caliente que nos rodea por todos lados. Los astrónomos la llaman la superficie de última dispersión. Por desgracia, mirar a través del plasma conductor a una capa aún más antigua y más alejada es tan imposible como mirar a través del Sol.

Inmediatamente después del big bang, la luz procedente de la superficie de última dispersión era tan brillante como la superficie del Sol. Esto plantea una pregunta interesante: ¿por qué, cuando miramos el cielo que nos rodea, no vemos ese resplandor brillante de plasma primordial caliente e ionizado? Para preguntarlo de otra manera, ¿por qué no está el cielo uniformemente iluminado con el mismo brillo que veríamos si miráramos directamente al Sol? Por fortuna, el efecto Doppler nos salva de esa terrible perspectiva. Debido a la expansión de Hubble, el plasma que emitió originalmente la luz primordial se está alejando de nosotros a gran velocidad. De hecho, utilizando la ley de Hubble podemos calcular la velocidad de esta recesión y el resultado es sólo ligeramente menor que la velocidad de la luz. Esto significa que la radiación emitida sufrió un desplazamiento Doppler hacia el rojo hasta el visible y el infrarrojo, en todo el espectro de microondas. Aquí, uno de los más antiguos descubrimientos de la mecánica cuántica desempeña un papel importante: la energía de un fotón depende de la longitud de onda de tal manera que un fotón de microondas tiene una energía unas mil veces menor que un fotón de luz visible. Por esta razón, los fotones que finalmente nos llegan desde la superficie de última dispersión no son muy potentes. No tienen más efecto en nuestra retina que las radio-ondas que nos rodean continuamente.

Hay otra forma de entender por qué esta radiación cósmica nos llega con una potencia muy reducida. Los fotones procedentes de la superficie de última dispersión eran muy calientes, aproximadamente tan calientes como la superficie del Sol. Llenaban el espacio, formando una especie de gas de fotones; y como todos los gases, cuando se expanden, se enfrían. La expansión del universo, desde el momento del big bang, enfrió el gas de fotones hasta el punto de que perdió la mayor parte de su energía. Hoy, la radiación del CMB (fondo cósmico de microondas) es muy fría: menos de tres grados por encima del cero absoluto. Las dos explicaciones de la pérdida de potencia del CMB son completamente equivalentes desde el punto de vista matemático.

George Gamow fue el primero en tener la idea del big bang. Poco después, dos de sus colegas más jóvenes, Ralph Alpher y Robert Herman, llegaron a la idea del CMB como una especie de resplandor residual. Incluso estimaron la temperatura que tendría hoy la radiación, y obtuvieron cinco grados: un error de menos de dos grados respecto a la respuesta correcta. Pero en esa época los físicos creían que una radiación tan débil nunca podría detectarse. Estaban equivocados, pero hubo que esperar hasta 1964 para que el CMB se descubriera por casualidad.

En esa época, el cosmólogo de Princeton Robert Dicke quería poner a prueba la idea del CMB midiendo la radiación residual del big bang caliente. Mientras estaba construyendo un detector, dos jóvenes científicos de los Laboratorios Bell estaban haciendo precisamente un experimento del tipo que pretendía Dicke. Arno Penzias y Robert Wilson estaban explorando el cielo en busca de señales minúsculas, no con el objetivo de descubrir el nacimiento del universo, sino para desarrollar la tecnología de comunicaciones. No podían identificar un extraño ruido de fondo que estaba obstaculizando su objetivo real. Se cuenta que ellos pensaban que se trataba de excrementos de pájaro en el detector.

La Universidad de Princeton y los Laboratorios Bell son vecinos en el centro de Nueva Jersey. Como si fuera cosa del destino, Dicke se enteró del «ruido» de Penzias-Wilson y comprendió que era el CMB del big bang. Dicke contactó con los científicos de los Laboratorios Bell y les dijo lo que él pensaba que estaba sucediendo. Posteriormente, Penzias y Wilson obtuvieron el premio Nobel por el descubrimiento. Si por un giro del destino Princeton y los Laboratorios Bell hubieran estado separados, Dicke podría haber acabado su experimento y ser el primero en hacer el descubrimiento.

El detector de Penzias-Wilson era un tosco aparato montado en el tejado de los Laboratorios Bell. Por el contrario, los detectores de CMB modernos son extraordinariamente sofisticados y están montados en el espacio, por encima de la atmósfera. Los detectores pueden apuntarse en diferentes direcciones para medir el CMB procedente de cada punto del cielo. Los resultados se presentan como una especie de mapa del cielo.

Una de las características más sorprendentes del CMB es lo aburridos que son estos mapas. Con un grado de precisión muy alto, el cielo de microondas es una extensión homogénea y monótona. Parece que en tiempos primitivos el universo era casi perfectamente homogéneo e isótropo. La radiación de microondas procedente de la superficie de última dispersión es casi idéntica en todas las direcciones del cielo. Este extraordinario grado de homogeneidad es algo intrigante y necesita una explicación.

Por suave que el universo fuera en esa época primitiva, no podía haber sido perfectamente suave. Tenía que haber algunos grumos pequeños y primordiales para sembrar la formación de galaxias. Si las semillas fueran demasiado débiles, las galaxias no se habrían formado; si fueran demasiado fuertes, los grumos habrían crecido demasiado rápidamente y habrían desaparecido en agujeros negros. Los cosmólogos tenían fuertes sospechas de que bajo este aburrido fondo homogéneo tenían que verse las semillas de las futuras galaxias. Aún mejor, los cosmólogos teóricos tenían una idea muy buena de cómo tenía que ser el contraste de densidad para crear galaxias tal como las vemos ahora. La diferencia entre la intensidad de microondas en direcciones diferentes tendría que ser unas cien mil veces menor que la intensidad media.

¿Cómo demonios es posible detectar contrastes de densidad tan increíblemente pequeños? La respuesta es que no se puede hacer en la superficie de la Tierra. Hay que subir muy alto por encima del ambiente contaminado del planeta. Los primeros experimentos para ver pequeñas variaciones en la radiación de microondas fueron realizados por detectores suspendidos de globos que flotaban sobre el Polo Sur. El Polo Sur es bueno por varias razones; una de ellas, y no la menor, es el hecho de que un globo no se desplaza demasiado de su lugar de lanzamiento. Los vientos dominantes arrastrarían a un globo alrededor del mundo, pero alrededor del mundo no es muy lejos cuando se está en el Polo Sur. ¡El experimento se llamó Bumerán!

A gran altura sobre el Polo Sur, los detectores de microondas compararon la intensidad en pares de localizaciones y determinaron automáticamente la diferencia entre ellas. Los teóricos tenían sus expectativas, pero nadie sabía con seguridad si se vería algo de interés. Quizá el cielo seguiría siendo un fondo monótono y gris. Entonces tendrían que volver a empezar y replantear las teorías de formación de galaxias. Todos los interesados en la cosmología esperaban el veredicto del jurado con nerviosismo. El veredicto final fue todo lo que podía esperar un abogado defensor. Los teóricos decían la verdad. Los grumos en el puré cósmico estaban allí y exactamente con la intensidad correcta: 10⁻⁵, una parte en cien mil.

El espacio exterior es un lugar todavía mejor desde el que medir las microondas cósmicas. Los datos procedentes de la sonda Wilkinson de anisotropía de microondas, conocida por las siglas WMAP, son tan increíblemente precisos que no sólo midieron la grumosidad 10⁻⁵, sino que también detectaron los movimientos oscilantes de enormes gotas de plasma caliente que radiaban el CMB.

Las grandes gotas de plasma en movimiento coherente no eran inesperadas en absoluto. Los cosmólogos teóricos habían predicho que la expansión del universo haría que los grumos del plasma empezaran a vibrar como campanas. Al principio, los grumos más pequeños empezarían a contraerse y expandirse. Más tarde, con una frecuencia menor, se les unirían gotas más grandes: una sinfonía perfectamente predecible. Los cálculos detallados indicaban que en cualquier instante las mayores gotas oscilantes visibles tendrían cierto tamaño definido. Así, cuando WMAP vio tales gotas oscilantes, los cosmólogos ya sabían mucho sobre el tamaño de las más grandes.

Conocer el tamaño de las gotas oscilantes más grandes tuvo una increíble recompensa añadida: ahora era posible trazar triángulos cósmicos y medir la curvatura del espacio. Así es como se hizo. Supongamos que se conoce el tamaño de un objeto y también a qué distancia está. Esto nos permitirá predecir con qué tamaño se verá en el cielo. Consideremos la Luna. La Luna tiene unos tres mil doscientos kilómetros de diámetro y está a unos trescientos ochenta mil kilómetros. A partir de dicha información, yo puedo predecir que ocupará un ángulo de medio grado en el cielo. Por pura coincidencia, el Sol es cuatrocientas veces más grande que la Luna pero también está cuatrocientas veces más lejos. El resultado es que el Sol y la Luna parecen del mismo tamaño en el cielo, a saber medio grado. Si estuviéramos en la Luna mirando a la Tierra de unos trece mil kilómetros de diámetro, parecería cuatro veces más grande que la Luna vista desde la Tierra, es decir, dos grados.

En realidad, al decir esto he hecho una hipótesis tácita, a saber, que el espacio es plano. Consideremos el diámetro de la Luna como el tercer lado de un triángulo. Los otros dos lados son líneas rectas trazadas desde nuestro punto de observación en la Tierra a dos puntos diametralmente opuestos en la Luna.

Si el espacio es plano entre la Luna y la Tierra, mis afirmaciones son correctas. Pero si el espacio está curvado de manera apreciable, la situación es diferente. Por ejemplo, si el espacio está curvado positivamente la Luna parecerá más grande que medio grado. Lo contrario es cierto si la curvatura es negativa.

Supongamos ahora que tuviéramos una confirmación independiente de que el diámetro de la Luna es de tres mil doscientos kilómetros y que está a trescientos ochenta mil kilómetros de distancia. Podemos utilizar el tamaño aparente para deducir la curvatura del espacio. Con un grado de precisión muy alto, el espacio es plano entre nosotros y la Luna.

Volvamos a la cartografía del cosmos. Esto es lo que sabemos: las gotas oscilantes más grandes que estaban activas en la época en que se emitió el CMB tenían un diámetro de unos doscientos mil años luz. Las gotas más grandes que eso todavía no habían empezado a vibrar. Hoy, la fuente del CMB está a unos diez mil millones de años luz, pero en la época en que el CMB empezó su viaje nuestra distancia a la superficie de última dispersión era mil veces menor, es decir, diez millones de años luz. Esto es suficiente para calcular con qué tamaño se verían desde WMAP las gotas de CMB más grandes si el espacio es plano, a saber, unos dos grados, tan grandes como la Tierra vista desde la Luna. Si el espacio no es plano, el tamaño aparente de las gotas nos diría cuan curvado está.

¿Qué encontró WMAP? ¡Encontró que Euclides tenía razón! El espacio es plano.

Permítame matizar un poco. Midiendo triángulos en la superficie de la Tierra es posible decir que la Tierra es una esfera curva. Pero en la práctica, a menos que podamos medir triángulos muy grandes, encontraríamos que se comportan como si la Tierra fuera plana. Obviamente, Colón no podía convencer a Isabel la Católica de que la Tierra era redonda dibujando algunos triángulos cerca del palacio real. Habría tenido que medir triángulos de al menos varios cientos de kilómetros de lado, e incluso entonces hubiera tenido que hacerlo con gran precisión. Todo lo que Colón podía decir midiendo pequeños triángulos era que la Tierra es muy grande.

Lo mismo es cierto de la cartografía cósmica: todo lo que podemos concluir realmente es que el universo es plano en escalas de diez o veinte mil millones de años luz. Si el universo es finito, es mucho más grande que la porción que podemos ver.

Así que esto es lo que sabemos con plena confianza. Primero, la masa ordinaria en el universo, estrellas, nubes de gas y polvo, no es suficiente como para hacer el universo plano. Para los patrones del pasado, no está tan lejos, sólo a un factor de cincuenta. Pero la cosmología ya no es una ciencia cualitativa. Para los patrones de hoy en día, no está nada cerca. Sin otras fuentes ocultas de materia, el universo sería abierto y curvado negativamente. Pero hay más materia en el universo, unas diez veces más, que conocemos sólo por sus efectos gravita-torios. Puede estar hecha de nuevas partículas elementales que apenas interaccionan con las de tipo usual. Estas partículas de materia oscura, si eso es lo que son, llenarán la galaxia, atravesando limpiamente el Sol, la Tierra e incluso a nosotros. Pero todavía no son suficientes para hacer el universo plano o cerrado. Si el universo es plano, otro tipo de masa o de energía debe de estar llenando el espacio.

Segundo, la edad del universo parece ser demasiado corta a menos que la historia de su expansión sea diferente de la esperada. La única explicación convencional es que hay una constante cosmológica que acelera la expansión. Aunque completamente inesperada, es confirmada por los datos de supernovas tipo I que proporcionan una especie de película al revés de la evolución. La mejor explicación del problema de la edad es que existe una constante cosmológica del nivel aproximado predicho por el argumento antrópico de Weinberg.

Tercero, los datos del fondo cósmico de microondas muestran directamente que el universo era extraordinariamente homogéneo en épocas primitivas. Además, es también muy grande, suficientemente grande como para parecer plano a los cartógrafos cósmicos. La conclusión es que el universo es muchas veces mayor que la porción que podemos ver, y su expansión se está acelerando bajo la influencia de una constante cosmológica muy pequeña.

Inflación

Solían hacerse bromas en Estados Unidos sobre los ideólogos comunistas soviéticos que afirmaban que todo había sido inventado por primera vez en Rusia. Esto incluía la radio, la televisión, la bombilla, el aeroplano, la pintura abstracta y el béisbol. En mi propio campo de la física, la broma era verdad a veces. Los físicos soviéticos estaban tan penosamente aislados que varios descubrimientos extraordinariamente importantes pasaron inadvertidos en Occidente. Uno de ellos era una notable conjetura acerca de cómo nació el universo. Hace más de un cuarto de siglo, el joven cosmólogo Alexy Starobinsky tuvo la idea de que el universo nació con un breve período de prodigiosa expansión exponencial. No estoy seguro de cuál fue su motivación exacta pero, en cualquier caso, sólo algunos otros rusos aislados apreciaron la idea de Starobinsky hasta que, años más tarde, la redescubrió un joven físico de mi propia universidad. Alan Guth era un joven doctor que trabajaba en física teórica de altas energías en el Centro del Acelerador Lineal de Stanford (SLAC).

Cuando yo lo conocí, en 1980, supuse que estaba trabajando en los problemas corrientes de la física de partículas. En esa época, muy pocos físicos de partículas elementales sabían mucho de cosmología. Yo era una excepción porque dos años antes Savas Dimopoulos y yo habíamos trabajado sobre el problema de por qué la Naturaleza hizo muchas más partículas que antipartículas. Mi amigo Bob Wagoner, uno de los pioneros de la cosmología, me había preguntado si la física de partículas proporcionaba alguna explicación para la abrumadora preponderancia de materia sobre antimateria. Dimopoulos y yo teníamos la idea correcta, pero desconocíamos tanto la cosmología básica que habíamos confundido el tamaño del horizonte con el factor de escala. Eso es como un mecánico de automóviles que no supiera distinguir el volante de un agujero en el silenciador. Pero con la ayuda de Bob aprendimos rápidamente y, con el tiempo, escribimos el primer artículo fuera de la Unión Soviética sobre un tema que iba a llamarse bariosíntesis. Irónicamente, la bariosíntesis era otro tema que había sido concebido por primera vez en la Unión Soviética, esta vez por el gran Andrei Sakharov, doce años antes.

En cualquier caso, pese a que yo estaba interesado en el tema, creo que no sabía que Guth estaba interesado en cosmología; mejor dicho, no lo supe hasta que él dio un seminario sobre algo que llamaba cosmología inflacionaria. Imagino que yo era una de las dos o tres personas en la sala que sabían lo suficiente como para quedar impresionado.

Guth iba tras una gran presa, la más grande. ¿Por qué era el universo tan grande, plano y tan extraordinariamente homogéneo? Para ver por qué esto es un gran enigma, volvamos al CMB y fijémonos en dos puntos separados en el cielo. En el momento en que el CMB fue producido por el plasma caliente, estos dos puntos estaban separados una cierta distancia. De hecho, si estaban separados más de unos pocos grados, la distancia en esa época hubiera sido suficientemente grande como para que ninguna señal luminosa o de ningún otro tipo pudiera haber ido de un punto al otro. El universo sólo tenía unos quinientos mil años, de modo que si los puntos estaban separados por más de quinientos mil años luz, nunca habrían estado en contacto. Si nunca habían estado en contacto, ¿qué hizo a estos dos lugares tan similares? En otras palabras, ¿cómo se hizo el universo tan homogéneo como para que el CMB pareciera exactamente igual en todas direcciones?

Para aclarar este punto, volvamos a la teoría del universo como un globo. Imaginemos que el globo empezó en un estado deshinchado, flácido, con un montón de arrugas como una pasa seca. Conforme el globo se expandía, las arrugas habrían empezado a alisarse. Al principio, lo harían las arrugas pequeñas; más tarde, se alisarían las arrugas más grandes. Hay una regla para la suavización de las arrugas: una arruga de un tamaño dado sólo puede suavizarse si hay tiempo suficiente para que una onda se propague a lo largo de la arruga. En el caso del universo, esto significa tiempo suficiente para que una onda luminosa cubra la distancia.

Si no hubo tiempo suficiente para que las arrugas grandes se suavizaran cuando se originó el CMB, las veríamos impresas en el mapa del cielo. Pero no vemos tales arrugas. ¿Por qué era el universo tan suave? ¿Podría haber tenido una larga prehistoria oculta a la vista por el plasma primitivo opaco, durante la cual se estiraron las arrugas? De eso trata la teoría de la inflación: de una prehistoria durante la que se eliminaron las arrugas.

Alan captó inmediatamente la posibilidad de que la expansión exponencial de Starobinsky pudiera ser muy bien la clave para este rompecabezas. El universo, según Guth, se había inflado como un globo, pero un globo extraespecial. Un globo real se inflará sólo hasta cierto punto y entonces estallará. El universo de Guth creció exponencialmente y en poco tiempo se hizo enorme. Podemos considerar la inflación como algo que tiene lugar antes de que empezara la cosmología usual. En el momento en que empezó el big bang convencional el universo ya había crecido hasta proporciones inmensas. Y, al crecer, todas las arrugas y defectos se estiraron de modo que el universo se hizo extraordinariamente suave.

Yo sabía que la idea era muy buena, pero no hasta qué punto. Supongo que ni siquiera Alan sabía lo buena que era. Nadie podía conjeturar que en menos de veinticinco años la inflación sería la pieza central de un nuevo modelo estándar de cosmología.

Para entender el mecanismo que hay tras la inflación tenemos que entender cómo se comporta un universo con una constante cosmológica positiva. Recordemos que una constante cosmológica positiva da lugar a una fuerza repulsiva universal proporcional a la distancia. El efecto es obligar a que crezca la distancia entre galaxias. Esto sólo puede suceder si el globo sobre el que actúa —el propio espacio— se expande.

La energía o masa del vacío tiene una propiedad inusual. La densidad de masa ordinaria, como la debida a las galaxias, se diluye cuando el universo crece. La densidad de masa en forma de materia corriente es de aproximadamente un protón por metro cúbico. Supongamos que el radio del universo se duplicara en algunos miles de millones de años pero el número de protones en el universo permaneciera fijo. Entonces la densidad de masa disminuiría obviamente. De hecho disminuiría en un factor de ocho. Dupliquemos el radio de nuevo y el número de protones por metro cúbico se hace 64 veces menor que su valor actual. Lo mismo es cierto para la componente de materia oscura.

Pero la energía del vacío es muy diferente. Es una propiedad del espacio vacío. Cuando el espacio vacío se expande, sigue siendo tan sólo espacio vacío y la densidad de energía es exactamente la que era originalmente. ¡Por muchas veces que dupliquemos el tamaño del universo, la densidad del vacío sigue siendo la misma y su efecto repulsivo nunca disminuye!

Por el contrario, la materia ordinaria se hace más tenue y con el tiempo se hace ineficaz para frenar la expansión. Tras una cantidad de expansión suficiente, todas las formas de energía estarán diluidas excepto la energía del vacío. Una vez que esto sucede, no hay nada que pueda contrarrestar los efectos repulsivos de la energía del vacío y el universo se expande exponencialmente. Si la constante cosmológica fuera suficientemente grande como para duplicar el tamaño del universo en un segundo (no lo es), se haría cuatro veces más grande en dos segundos, ocho veces más grande en tres segundos, 16 veces, 32 veces y así sucesivamente. Las cosas que están cerca de nosotros ahora estarían pronto alejándose a una velocidad mayor que la de la luz.

El universo real está en las fases primitivas de este tipo de expansión exponencial. No nos preocupamos mucho puesto que la constante cosmológica sólo llega a duplicar el tamaño del universo en un período de decenas de miles de millones de años. Pero imaginemos que, por alguna razón desconocida, en el universo muy primitivo la constante cosmológica fuera mucho mayor, quizá cien órdenes de magnitud mayor. Esto puede sonar como un extraño experimento mental, pero recordemos que lo difícil de entender es por qué la constante cosmológica de hoy es tan ridículamente pequeña. Hagámosla cien órdenes de magnitud mayor y se hace ordinaria, al menos desde el punto de vista de un físico teórico.

Si la constante cosmológica fuera tan grande al principio, haría que el universo se duplicara en una minúscula fracción de segundo. En un segundo, el universo crecería desde el tamaño de un protón hasta algo inmensamente mayor que el universo conocido. Esto es inflación real del tipo que concebían Starobinsky y Guth.

El lector puede preguntarse qué tipo de doble lenguaje me permite hablar de constantes cosmológicas diferentes en el universo primitivo y en el universo tardío, es decir, durante la inflación y ahora. Después de todo, ¿no son constantes las constantes? Detengámonos ahora y pensemos en el paisaje. La constante cosmológica en una zona dada del paisaje no es otra cosa que la altitud local. Una imagen de un trozo de paisaje vale por mil palabras^[55]. La imagen inferior es una versión muy simplificada de un paisaje que podría parecerse a nuestra vecindad. La bola representa el universo, que rueda por el mismo buscando un valle donde la energía del vacío es mínima.

Alguna historia desconocida del universo lo colocó en una terraza alta y relativamente ancha sobre un profundo valle de altitud casi nula (aquí es donde empieza la inflación de Guth). Cómo llegó el universo a la terraza es una pregunta para abordar otro día. Puesto que la terraza es tan llana, el universo rodó muy lentamente al principio. Mientras estaba en la terraza, la energía del vacío (la altitud) era prácticamente invariable. Para decirlo de forma diferente, la altitud del rellano servía como constante cosmológica mientras el universo descansaba sobre la terraza.

Y, como estoy seguro de que usted ya ha supuesto, conforme rodaba lentamente se inflaba porque la energía del vacío era grande y positiva. Si la terraza fuera suficientemente llana y la rodadura suficientemente lenta, el universo se duplicaría muchas veces antes de llegar a la pendiente que desciende hasta el valle. Ésta era la era inflacionaria, aunque en una forma más moderna que la que Starobinsky y Guth propusieron inicialmente. Si el universo se hubiera duplicado cien veces o más durante este período, habría crecido hasta proporciones tan grandes que sería tan plano y homogéneo como requiere el CMB.

Finalmente la rodadura llevó al universo al borde de la terraza y luego hasta el fondo del valle, donde quedó en reposo. Si la altitud en dicho punto no es exactamente cero, el futuro a largo plazo del universo tendrá una pequeña constante cosmológica. Si, por azar, la constante cosmológica es suficientemente pequeña en el valle y además otras condiciones son adecuadas, podrían formarse galaxias, estrellas, planetas y vida. Si no, ese bolsillo particular sería estéril. Toda la cosmología conocida tuvo lugar durante una rodadura desde un valor de la constante cosmológica a otro mucho más pequeño. ¿Puede alguien dudar seriamente de que había más en la historia y geografía del universo que este breve episodio y este minúsculo bolsillo?

¡Pero espere! Algo está mal en esta imagen. Si el universo se infla en un grado tan grande, puede esperarse que sea increíblemente homogéneo. Todas las arrugas se habrían alisado tan completamente que no habría variaciones en el CMB. Pero sabemos que sin algunas pequeñas arrugas para sembrar las galaxias, el universo habría permanecido suave para siempre. Parece que hemos exagerado la homogeneización.

La solución a este rompecabezas implica una idea tan radical y sorprendente que al principio usted estaría tentado a rechazarla como si fuera un castillo en el aire. Pero ha superado el test del tiempo y actualmente es una de las piedras angulares de la cosmología moderna. Una vez más su descubrimiento tuvo lugar en Rusia, por parte de un joven cosmólogo llamado Slava Mukhanov que estaba estudiando el trabajo de Starobinsky. La historia se repite: el trabajo de Mukhanov no fue conocido fuera de la Unión Soviética hasta que varios grupos que trabajaban en Estados Unidos lo redescubrieron por su parte.

Normalmente se piensa que la mecánica cuántica y las consecuencias de sus agitaciones se aplican al mundo de lo muy pequeño, no a las galaxias y otros fenómenos a escala cósmica. Pero ahora parece casi seguro que las galaxias y otras estructuras a gran escala son remanentes de minúsculas fluctuaciones cuánticas originales que se expandieron y ampliaron por el efecto inexorable de la gravedad.

La idea de que el universo está en un punto exacto en el paisaje es demasiado simple. Como cualquier otra cosa, los campos cuánticos como el campo de Higgs tienen agitaciones. La mecánica cuántica es suficiente para asegurar que los campos fluctúan de un punto a otro en el espacio. Ninguna cantidad de inflación puede alisar las fluctuaciones cuánticas aleatorias que debe tener todo campo. Esto es cierto en nuestro vacío hoy y era cierto durante la rápida expansión exponencial de la inflación. Pero la inflación rápida hace con estas fluctuaciones algo que no sucede en ninguna medida apreciable en nuestro universo en muy lenta expansión. Estira las viejas arrugas pero las reemplaza por otras nuevas. Nuevas arrugas sobre viejas arrugas, todas ellas expandiéndose conforme el universo se expande. Para cuando la inflación terminó y el universo quedó al borde de la terraza, las arrugas cuánticas acumuladas habían aumentado y formado los mínimos contrastes de intensidad que con el tiempo crecieron para formar galaxias.

Estas arrugas cuánticas congeladas también dejaron su huella en la superficie de última dispersión y podemos verlas como las minúsculas variaciones de brillo en el vacío cósmico de microondas. La relación entre la teoría cuántica del mundo microscópico y la estructura a gran escala del mundo astronómico y cosmológico es uno de los grandes logros de la cosmología.

Permítame acabar este capítulo resumiendo las dos cosas más importantes que hemos aprendido de las observaciones cosmológicas durante la última década. La primera ha sido un auténtico bombazo: hay realmente una constante cosmológica. Las 119 primeras cifras decimales se anulan pero, sorprendentemente, en el lugar 120 el resultado no es ¡cero!

El segundo punto de enorme interés es que la teoría de la inflación recibe fuerte apoyo del estudio de la radiación cósmica de fondo. Al parecer el universo creció exponencialmente durante cierto período de tiempo. Es casi seguro que el universo entero es muchísimos órdenes de magnitud mayor que la parte que podemos ver.

Ambos son grandes descubrimientos, pero también son perturbadores. Si metemos la mano en una bolsa con números aleatorios y extraemos valores genéricos de las constantes de la naturaleza, los resultados más probables no serían ni una constante cosmológica pequeña ni un período de inflación adecuado. Ambas cosas requieren un enorme grado de fino ajuste. Como hemos visto antes, el universo parece haber sido especialmente diseñado. Más sobre este carácter especial en el próximo capítulo.