A horcajadas en el Tiempo

Edad y Destino del Universo
Hemos llegado aquí a un aspecto fundamental de las teorías de la física moderna. Cuando se «hace ciencia» muchas veces resulta
claramente ventajoso adoptar un punto de vista que parece inútilmente complicado. Las consecuencias simplificadoras de esta opción sólo se
manifiestan en un estadio ulterior del estudio.
Ahora tratemos de entender por qué el universo se expande. Las únicas respuestas que manejamos a la fecha provienen de la física de
partículas. El universo comenzó a expandirse en sus primeros estadios de forma exponencial y brusca, período que es llamado como época
inflacionaria, cuya explicación no se encuentra en el ME, pero el comportamiento de las partículas elementales que lo generaron si es explicado
por la teoría del modelo inflacionario, como una consecuencia de los efectos de desagregación generados por la fuerza nuclear fuerte sobre las
fuerzas débil y electromagnética que se encontraban unidas por los efectos de las altísimas temperaturas que reinaban en ese período de
universo primigenio. A este proceso se le llama «transición de fase». (Una transición de fase es igual a la conversión de hielo a agua líquida)
Se piensa que esa transición de fase pudo haber sucedido sobre los 10 -35 segundos después de la gran explosión que dio origen al
universo. Pero ese acto cuántico de transición de fase no sólo desagregó la fuerzas débil y electromagnética sino que también llenó el universo
de un tipo de energía que ya hemos mencionado más de una vez y que se denomina «energía de vacío» (que juega el rol de una efectiva
constante cosmológica), y que trajo como consecuencia que la densidad que comporta produjera un efecto gravitatorio repulsivo por un período
que va entre 10 -32
segundos. Durante ese período el universo se expandió a una tasa espectacular, aumentando su tamaño por sobre una tasa
de 10 50 veces el original. Luego, cuando esta transición de fase se completó la expansión generada por el Big Bang se mitigó, pero los efectos
quedaron al darse en un universo de unos pocos centímetros y que en el transcurso de unos quince mil millones de años vemos uno
inconmensurable.
Si la época inflacionaria realmente tuvo lugar, muchas de las debilidades del modelo del Big Bang se soslayan.
1. La gran expansión generada por la inflación separó a bastas regiones del universo que ahora vemos bastante distantes unas de otras
pero que en el horizonte cosmológico debieron haber estado en un contacto cercano a través de señales luminosas[ 3 ]..
2. Es más que razonable pensar que si se produjo –en los primeros momentos de vida del universo– una violenta expansión, ésta debió
haber diluido cualquier curvatura inicial. Pensemos, por ejemplo, que somos grandes dominadores de balones de fútbol y somos
capaces de pararnos encima de uno de ellos. Es obvio que estaríamos parados sobre una superficie curva de dos dimensiones. De
pronto el balón crece al tamaño de la Tierra. Nuestra percepción sería que nuestros pies estarían apoyados sobre una superficie plana
(aunque sigue siendo curva si la pudiéramos ver desde una distancia lo suficientemente grande). La misma idea podemos proyectar a un
universo con un espaciotiempo tetradimensional, que al expandirse llega a aparecer hoy como carente de curvaturas hasta donde nos es
posible ver, al igual como sucede cuando miramos hacia el horizonte en la Tierra. De hecho, la teoría de la inflación predice un universo
globalmente plano pero con una densidad crítica que lo cerraría. Es por lo anterior, que en la cosmología se insiste mucho en que la
densidad del universo debería se Ω = 1. Con lo anterior, se zanja el recurrente problema de la curvatura nula que se relaciona con la
convergencia del valor de la densidad hacia el rango de numeral crítico en la medida que se acerca al tiempo de la singularidad inicial.
3. Al haberse producido una tan grande y rápida expansión del universo, la concentración de monopolos magnéticos que se produjeron en
ese acto cósmico, debió haberse diluido. Los cálculos indican que la existencia de éstos debe ser rarísima en cualquier lugar del espacio;
en consecuencia, serían inútiles los esfuerzos por tratar de hallar una evidencia de ellos.
Pero al margen de las respuestas a problemas que hemos descrito anteriormente, la teoría de la inflación nos otorga una muy buena
explicación sobre la pequeñas fluctuaciones de perturbaciones de densidad que tuvieron que darse para que germinaran las galaxias. Sin la
inflación y sólo con una gran explosión, se habrían generado grandes concentraciones másicas de gran densidad, lo que habría generado un
universo lleno de objetos occisos y reinado por los agujeros negros. Las galaxias y estructuras que hoy observamos jamás se habrían formado.
Un proceso inflacionario va produciendo fluctuaciones de pequeñas densidades que pueden en el tiempo de la historia del universo proveer de
las semillas para generar material que al agruparse gravitatoriamente llegan a formar las galaxias y las otras estructuras que tanto asombro
generan a los amantes de la observación astronómica.
Por otra parte, la teoría inflacionaria revitaliza la constante cosmológica de Einstein, la cual a él mismo le incomodaba y que la desarrolló
para salvar su modelo estático. Según el modelo inflacionario la expansión se habría generado en los primeros estadios de la vida del universo
producto de un rango elevadísimo de la constante cosmológica o de una energía de vacío de un muy alto valor. Se puede argumentar que la
estructura teórica de la energía de vacío es débil, pero matemáticamente añade un término a las ecuaciones de campo con un efecto repulsivo
que debilitan la tendencia de la materia a colapsarse.
La relación de la constante cosmológica con la energía de vacío nace en un proceso desarrollado por la teoría cuántica de campos, el
cual le ha asignado a la energía de vacío un valor de hasta 120 órdenes de magnitud. Se trata de un guarismo bastante más alto que el que le
asignan los observadores a la constante cosmológica. Las evidencias observacionales sugieren que el valor de la constante cosmológica debería
ser cercano al cero, ya que si fuera negativo el universo o hubiera colapsado sobre sí mismo o bien se habría expandido a una velocidad tal que
hubiera sido imposible que la materia tuviera la ocasión para condensarse y formar las estructuras galácticas. Si bien no existe coincidencia en
http://www.astrocosmo.cl/h-foton/h-foton-11_03-04.htm (5 of 10)29/12/2004 23:39:11