la física del génesis

Ao III Nm. 6 invierno de 2012 - www.prometeica.com.ar 27

ARTCULOS

LA FSICA DEL GNESIS

The Physics of the Genesis

ALBERTO CLEMENTE DE LA TORRE (IFIMAR-CONICET / UNMDP, Argentina)

Resumen

Desde una perspectiva fsica y atea se revisita el problema del origen del universo haciendo hincapi en el proceso secularizador que suponen las nuevas teoras cientficas.

Palabras clave: astrofsica | cosmologa | cosmogona | atesmo

Abstract From a physical and an atheist perspective the problem of the origin of the universe is revisited. Stressing on the secularizing process that is involved in the new scientific theories. Keywords: Astrophysics | Cosmology | Cosmogony | Atheism

Por qu la fsica del gnesis?

La palabra gnesis proviene del griego y significa nacimiento, creacin, inicio

y ha dado lugar a trminos como gentica, origen, ginecologa, genitales,

genealoga, etc. El Gnesis es el primer libro de la Torah de los judos o del

Antiguo Testamento de los cristianos en que se describe el origen del mundo.

Conocer el origen del mundo ha sido una de las principales cuestiones de todas

las culturas y hasta el advenimiento de la cultura cientfica era incumbencia de

las religiones y de los mitos. Con la implementacin del conocimiento fundado

que brinda la ciencia, la cuestin del origen del universo pas a ser tema de la

fsica. Sin embargo, hasta hace unas pocas dcadas, no se poda presentar una

descripcin confiable del inicio del mundo. Hoy, despus de un cambio


cualitativo, estamos en condiciones de presentar una descripcin fidedigna,

aunque an con muchas lagunas e incertezas, de cmo pudo haber sido el origen

del mundo sin necesidad de acudir a mitos religiosos y leyendas.

La posibilidad de explicar el origen del universo mediante la fsica es de

gran relevancia para poder adherir a un atesmo racional no dogmtico. En

efecto, hasta hace pocas dcadas, todo ateo encontraba serias dificultades para

concebir la existencia del mundo. Correctamente tenan fe en que la ciencia

alguna vez presentara una explicacin aceptable pero no tenan ninguna

prueba, ni siquiera un esbozo, de cmo toda esta maravilla que es el universo

puede existir sin un creador. Por supuesto que F. Nietzsche no necesit a la

fsica para ser ateo. Antes de que la fsica intervenga en el asunto, haba

convencidos ateos pero para poder mantener sus convencimientos, en algn

punto de su argumentacin, deban recurrir a posturas dogmticas. Este triunfo

de la fsica fue resaltado por S. Weinberg al afirmar: Uno de los grandes logros

de la ciencia ha sido que, si bien no hizo imposible que gente inteligente sea

religiosa, al menos hizo posible que ellos no sean religiosos''.

Hoy, por primera vez en la historia de la cultura, nos encontramos con la

posibilidad cierta de responder las preguntas sobre el origen del universo sin

apelar a lo sobrenatural. Por supuesto que las respuestas son provisorias,

algunas no son nicas y otras pueden resultar falsas. Seguramente habr

importantes cambios pero debemos rescatar que hoy disponemos de un

esquema o modelo racional aproximado que nos permite sostener que no es

necesaria la existencia de un creador del universo. En este trabajo no se

analizar el interesante debate entre creyentes y ateos y nos limitaremos a

presentar las teoras fsicas que permiten concebir la existencia del mundo sin

intervencin divina. Para la descripcin del origen del universo y su evolucin

hasta nuestros das, es necesario acudir a conceptos fsicos, que en algunos

casos, han sido desarrollados solamente en las ltimas dcadas. Por eso en este

trabajo presentaremos primero varios resultados de la fsica, relacionados con la

relatividad general y con la mecnica cuntica, que son necesarios para, al final,

poder dar una descripcin aceptable del origen e historia del universo.


Universo ex nihilo

La primera cuestin que aparece si pretendemos desarrollar un modelo

de universo sin creador es la dificultad de explicar la existencia misma. Si el

universo tuvo un origen, entonces debe haber habido una transicin entre la no

existencia y la existencia, cosa que parece violar toda idea de conservacin o

permanencia (conatus). En trminos fsicos, esta cuestin filosfica se traduce

teniendo en cuenta que la energa es condicin suficiente de existencia: todo lo

que tiene energa existe y entonces la pregunta es: de dnde proviene la energa

del universo? Aparentemente, la intervencin de un creador sobrenatural que

provea dicha energa es ineludible, pero por otro lado, parece ser bastante

insatisfactorio que dicho creador, en el instante mismo de la creacin viole una

de las leyes fundamentales que deber cumplir la obra creada: la conservacin

de la energa.

Veamos cunta energa hay en el universo. Es muy interesante que la

fsica puede estimar dicha cantidad con mucha confiabilidad y el resultado es

altamente asombroso: la energa total del universo es nula! Si tenemos en

cuenta la conservacin de la energa, el universo es gratis; puede provenir de la

nada: ex nihilo.

Para explicar ese resultado asombroso, consideremos que la energa del

universo tiene varias componentes: toda la materia del universo, masa para los

fsicos, es energa segn establece la famosa E=mc2 de Einstein, Toda esta

materia incluye no solamente las estrella y planetas sino tambin la llamada

materia oscura cuyas partculas no han sido an identificadas. Adems hay

que agregar la energa de toda la radiacin en la que estn inmersas las galaxias

y tambin la energa oscura asociada con la expansin acelerada del universo

detectada en la ltima dcada pero cuya naturaleza no es an bien entendida.

Todas estas componentes tienen valor positivo y contribuyen en la densidad de

energa del universo . Para el balance total de energa debemos comparar estas

componentes positivas con la energa potencial gravitatoria del universo que

es negativa. La energa potencial, al no estar realizada, debe ser negativa de

manera similar a lo que sucede en una planilla de contabilidad donde el debe y

haber deben tener diferentes signos.


El valor de la densidad de energa es crucial para establecer el destino

del universo. Si esta cantidad fuese muy grande, la atraccin gravitatoria sera

predominante: eventualmente detendra la expansin del universo y comenzara

una etapa de contraccin. Por el contrario, si la densidad fuese muy pequea, la

atraccin gravitatoria sera menos importante y el universo continuara

eternamente su expansin. Estos dos casos drsticamente diferentes estn

separados por un valor de densidad crtica c. Numerosos argumentos tericos

y observaciones indican que la densidad de energa del universo es exactamente

igual al valor crtico c. Este resultado es extremadamente interesante porque

para este valor de densidad las componentes positivas de la energa y la energa

potencial gravitatoria que es negativa se cancelan exactamente resultando en

una energa total nula para el universo.

La segunda cuestin que resalta, consecuencia de la anterior, es por qu

hay algo en vez de nada? En efecto, parecera ser que la realizacin ms sensata

de un ente con energa nula es la nada y no algo con un delicado balance entre

enormes componentes negativas y positivas que se cancelan. En trminos

teolgicos, Dios no es necesario para proveer la energa del universo pero es

requerido para separar ambas componentes. Para esta pregunta la fsica

tambin tiene una posible respuesta: el vaco, la nada, es inestable y decae hacia

algo por un mecanismo designado como rotura espontnea de simetra que

vermos ms adelante.

Indeterminaciones y fluctuaciones cunticas

Es ampliamente sabido que la fsica clsica, esencialmente la de las leyes

de Newton, describe exitosamente el comportamiento de los sistemas fsicos

macroscpicos, o sea, aquellos que captamos con nuestra percepcin sensorial.

Sin embargo estas teoras clsicas fracasan rotundamente cuando pretendemos

aplicarlas a sistemas fsicos de accin extremadamente tenue, como los tomos,

ncleos, y partculas subatmicas o cuando las aplicamos a sistemas que se

desplazan a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Este fracaso motiv el

desarrollo de teoras superadoras en los inicios del siglo XX: la mecnica

cuntica y la relatividad.


Una de las caractersticas esenciales de la mecnica cuntica es que todos

los observables del sistema fsico toman valores y adems, indisociablemente,

estn afectados de una indeterminacin ineludible. Los observables (excepto en

algunos casos especiales) no toman valores exactos sino que son difusos o

indeterminados en cierta medida. La teora cuntica nos permite calcular, o sea

predecir, los valores promedio (o valores de expectacin) y tambin las

indeterminaciones de los observables. As, la posicin y velocidad de una

partcula estn caracterizadas por valores medios X y V pero tambin por sus

indeterminaciones simbolizadas por X y V . De la misma manera, la energa

de un sistema E y el tiempo de evolucin de un proceso T, estn afectadas por

las indeterminaciones E y T .

Que los observables estn indefectiblemente asociados a

indeterminaciones es altamente asombroso para nuestra intuicin, educada por

el contacto con sistemas clsicos que posen valores exactos. Mucho ms

asombroso es que esas indeterminaciones no son totalmente independientes

sino que la teora indica (y los experimentos lo corroboran) que existen

correlaciones entre ellas. Las ms famosas de esas correlaciones estn

formalizadas por el principio de indeterminacin de Heisenberg que nos dice

que el producto entre las indeterminaciones en la posicin y velocidad de una

partcula de masa m siempre es mayor que cierto valor, muy pequeo pero no

nulo, dado por la constante de Planck . O sea.

X . V m.

Es posible preparar a la partcula para que tenga muy pequea

indeterminacin en la posicin pero al costo de tener una gran indeterminacin

en su velocidad y viceversa, prepararla para tener una velocidad muy precisa

pero gran difusin en la posicin. Para la energa y tiempo de evolucin de un

sistema, tambin se encuentran correlaciones:

E. T .

Esta ltima relacin de incertidumbre entre energa y tiempo de

evolucin permite la existencia de inesperadas fluctuaciones del vaco:


supongamos que en algn lugar del vaco absoluto se produce una violacin del

principio de conservacin de la energa y aparecen de la nada dos partculas de

masa m pero de carga elctrica opuesta, por ejemplo, un electrn y un positrn.

Esto implica una violacin de la conservacin de la energa en la cantidad E=

2mc2, segn la frmula de Einstein. Todos sabemos que dicha violacin no

debera ser posible pero la mecnica cuntica la permite, solamente durante un

tiempo T suficientemente corto como para que sea compatible con el principio

de indeterminacin tiempo-energa. Pasado ese tiempo, las partculas creadas

de la nada se aniquilan mutuamente, desaparecen, y se reestablece la

conservacin de energa. Podemos pensar entonces que lo que llamamos vaco

es en realidad una continua y permanente creacin y aniquilacin de materia y

antimateria durante pequeos intervalos de tiempo (del orden de 5 10-22 s).

Estas partculas son llamadas virtuales por su efmera vida, pero aqu virtual

no significa que no existan (como s sucede con la llamada realidad virtual

creada en las computadoras). Las partculas virtuales existen realmente. Todo

esto parece tan asombroso que alguien puede dudar de que sea verdadero. Sin

embargo los fsicos estamos convencidos de la realidad de esas fluctuaciones del

vaco porque existen muchos experimentos donde dichas fluctuaciones se

manifiestan (desplazamiento de Lamb, efecto Casimir, valor del momento

magntico del electrn, etc.). Veremos ms adelante que las fluctuaciones

cunticas juegan un rol importante en el origen del universo.

Los campos cunticos

As como con la fsica clsica de Newton se estudia el movimiento de una

partcula cuando se conocen las fuerzas que actan sobre ella, con la mecnica

cuntica se puede estudiar el movimiento y estado de un electrn o de cualquier

otra partcula pequea. Sin embargo, el estudio de una partcula con la

mecnica cuntica es instructivo e interesante pero es un modelo de poca

aplicacin a la realidad porque, segn vimos en la seccin anterior, para tener

una descripcin ms fidedigna de la realidad deberamos tener en cuenta

tambin la aparicin y aniquilacin de partculas virtuales como las que

aparecen en las fluctuaciones del vaco. La mecnica cuntica de una partcula

es entonces extendida a una nueva teora en que el nmero de partculas es


indeterminado debido a la permanente creacin y aniquilacin de partculas.

Esta teora superadora es denominada teora de campos cunticos.

De la fsica que aprendimos (o que sufrimos) en el colegio secundario,

recordamos dos tipos de sistemas fsicos clsicos que poseen y transportan

energa e impulso. Estos son las partculas y los campos. Como ejemplos de

partculas se presentaron piedras, proyectiles, cohetes, y los famosos y tediosos

mviles que parten de cierta ciudad para cruzarse con otro que parti de cierta

otra ciudad en cierto lugar que a nadie interesa. Adems de estas partculas se

presentaron en el colegio los campos elctricos, los campos magnticos (y su

unificacin: el campo electromagntico) y el campo gravitatorio que aparecen

para representar las fuerzas elctricas, magnticas o gravitatorias. Los campos

fueron presentados como ciertas perturbaciones en el espacio que generan las

fuerzas que se aplican sobre las partculas en los lugares donde el campo no se

anula.

Tenemos entonces dos conceptos aparentemente bien separados:

partculas y campos o fuerzas. Con el advenimiento de la teora de campos

cunticos se descubri que estos dos conceptos no son realmente diferentes.

Partculas y campos son dos manifestaciones clsicas de una realidad cuntica

ms compleja que en algunas situaciones se manifiesta como partcula pero en

otras situaciones, esa misma realidad, se manifiesta como un campo. La

concepcin filosfica que posibilita esta unificacin de dos aspectos clsicos,

aparentemente diferentes o contradictorios, en una misma realidad cuntica es

denominada complementariedad. Como metfora para la complementariedad

podemos pensar en un rostro humano que puede ser visto desde diferentes

perspectivas excluyentes. Puede ser visto de frente (partcula) o de perfil

(campo) y si optamos por una perspectiva, forzosamente excluimos la otra: lo

vemos de frente o de perfil (se trata de una partcula o de un campo) sin

embargo existe una realidad, un rostro, que es generador de las diferentes

perspectivas (existe una realidad cuntica que se presenta a veces como

partcula y otras veces como campo). Cuando Picasso unifica perspectivas

excluyentes en una misma imagen, como en el rostro de Velsquez que aparece

en la versin que l hizo de Las Meninas, est brindando una representacin

de la realidad ms fidedigna que la que podra presentar una fotografa,

condenada a optar por una sola perspectiva y excluir otras. En la mecnica


cuntica se hace una sntesis similar al considerar que partculas y campos son

visiones complementarias de una misma realidad.

En la teora de campos cunticos cada tipo de campo est asociado con

un tipo de partcula: el campo electromagntico est asociado con una partcula

llamada fotn y el gravitatorio est asociado con el gravitn. Viceversa, cada

tipo de partcula: electrn, neutrinos, o quark tiene asociado su campo

correspondiente.

Los campos cunticos ocupan una extensin en el espacio y evolucionan

con el tiempo de una manera descripta por las ecuaciones de movimiento del

campo (algo equivalente a las ecuaciones de Newton para el movimiento de las

partculas clsicas). Para describir los primeros instantes del universo ser de

gran importancia un tipo de campo cuyas ecuaciones indican que ste se

expande en el espacio de forma explosiva.

Relatividad general

En la primera dcada del siglo XX, Einstein descubri la relatividad especial,

teora necesaria para poder explicar el movimiento de partculas con

velocidades cercanas a la de la luz, que aport asombrosos cambios a nuestros

conceptos de espacio y tiempo. Se descubri, por ejemplo, que la simultaneidad

es relativa. Esto significa que dos acontecimientos que suceden en el mismo

instante para un observador no son simultneos para otro que est en

movimiento. Para ste, uno de los eventos sucede antes que el otro y esa

relacin temporal, antes-despus, puede ser invertida para un tercer

observador. Tambin se descubri que la longitud de los objetos y la duracin de

los intervalos de tiempo tampoco son absolutos sino que toman diferentes

valores para diferentes observadores, Las longitudes se contraen y los intervalos

se dilatan para observadores en movimiento.

Ms asombrosos fueron los descubrimientos de Einstein, una dcada

despus, relacionados con la relatividad general. En esta teora, el espacio-

tiempo deja de ser solamente el substrato donde suceden las cosas y adquiere un

carcter dinmico. En esta teora, la presencia de energa, presin o tensin

modifica el contenido del espacio, le impone curvatura, lo concentra o diluye, lo

distorsiona, y el movimiento de la materia se hace buscando los caminos ms


cortos en ese espacio distorsionado. De esta manera, Einstein logra eliminar las

fuerzas y en su lugar modifica el espacio. As, en vez de considerar a una

partcula sometida a fuerzas que le imprimen cierto tipo de movimiento, se

considera a la misma partcula, sin fuerzas, pero que se mueve buscando los

caminos ms cortos en un espacio distorsionado: la gravitacin es producida

por la distorsin del espacio. Las predicciones en estas dos consideraciones,

fuerzas o geometra, no son idnticas (pero para los casos usuales son muy

similares) y las mediciones experimentales le dan razn a la relatividad general.

Vimos que las causas que distorsionan al espacio son la energa (o masa),

la presin y la tensin (que es una presin negativa como la que se puede

encontrar en una banda elstica estirada). Estas componentes actan en forma

diferente. La energa y la presin generan una deformacin del espacio que

resulta en una atraccin gravitatoria mientras que la tensin resulta en una

repulsin gravitatoria. Es interesante constatar que estos comportamientos

pueden resultar en situaciones inestables con resultados catastrficos.

Supongamos una regin del espacio con una gran densidad de materia, y por lo

tanto, con una gran presin. Esta presin y energa generan una atraccin

gravitatoria que puede superar a la presin (que tiende a producir una

expansin) y aumentar an ms la densidad. Esto generar mayor atraccin

gravitatoria que a su vez producir ms presin. La densidad y la presin crecen

sin lmite. Se ha generado un agujero negro que colapsa sobre si mismo. Esta

prediccin, de que cuando la densidad supera cierto valor crtico el sistema

colapsa, se ha confirmado con la observacin de numerosos agujeros negros.

Otro tipo de inestabilidad similar a la anterior requiere la existencia de

un campo con energa y presin despreciable pero con cierto valor de tensin.

En este caso se da el proceso inverso al descripto antes: si la tensin es

suficientemente grande se producir una repulsin gravitatoria que har

expandir ms al campo, produciendo an ms tensin, cosa que aumenta la

repulsin gravitatoria. La extensin de este campo crece sin lmite: el campo

explota. Campos de este tipo probablemente causaron la brutal expansin del

universo que describiremos ms adelante. Cuando se descubra, cosa muy

probable, la partcula llamada bosn de Higgs en el acelerador de partculas

LHC puesto en funcionamiento en 2008 en Europa, se tendr evidencia de la

existencia de campos escalares similares a los que producen la expansin


mencionada pero con la importante diferencia que el campo de Higgs tiene

energa que produce gravedad atractiva que cancela la componente repulsiva

generada por la tensin. Felizmente no hay posibilidades de que el bosn de

Higgs explote.

Temperatura y cambios de fase

El universo comenz en un estado de enorme densidad y se encuentra en

permanente expansin. En esa expansin, la energa de movimiento se

transfiere a energa gravitatoria y, como consecuencia, el universo se enfra a

medida que se expande. Es usual que cuando los sistemas se enfran, cambian

de aspecto. Por ejemplo si enfriamos un gas formado por vapor de agua, a cierta

temperatura pasar a estado lquido y despus a estado slido. El universo

tambin pas por etapas en que tena aspectos bien diferenciados. Veamos en

detalle por qu los sistemas cambian con la temperatura. Antes de eso,

recordemos qu es la temperatura. Nosotros creemos entender bien lo que es la

temperatura porque tenemos percepcin sensorial para ella (aparentemente los

patos no la tienen, ya que nadan alegremente en agua muy fra. Para ellos la

temperatura debe ser algo muy misterioso). Solamente despus de profundos

razonamiento llegamos a la conclusin de que la temperatura de un objeto es la

energa de movimiento promedio de las componentes de dicho objeto. Un gas

est ms caliente cuando sus molculas se mueven con ms velocidad.

Consideremos una reaccin en que un sistema fsico designado por (A) se

combina con otro, designado por (B), para formar el sistema que designamos

por (AB). Un ejemplo de esto puede ser la reaccin qumica en que la molcula

de hidrgeno (H2) se combina con un tomo de oxgeno (O) para formar agua

(H2O).

Las partes (A) y (B) se atraen por accin de alguna fuerza y por eso se

puede formar (AB), en smbolos: (A)+(B)(AB). Si tenemos muchos sistemas

del tipo (AB) y la temperatura es suficientemente alta, esto es, si la velocidad de

las molculas es grande, los choques pueden ser suficientemente violentos como

para romper o disociar el sistema en sus componentes: (AB)(A)+(B). Se

entiende entonces que a baja temperatura el sistema se encontrar


predominantemente combinado en (AB) pero a alta temperatura se encontrar

predominantemente disociada en (A) y (B). En la figura se ilustra esto.

En la naturaleza tenemos numerosos ejemplos de cmo un cambio de

temperatura produce cambios cualitativos en los sistemas fsicos. Cuando crece

la temperatura, las molculas se disocian en los tomos que las componen. A

mayor temperatura, los tomos se ionizan, o sea se disocian en los electrones y

los ncleos que los forman. Si la temperatura crece mucho ms an, los ncleos

se rompen y se disocian en los protones y neutrones que los forman. A altsimas

temperaturas los protones y neutrones se rompen y forman un gas compuesto

por los quarks que los componen. La materia del universo se present en una

etapa como quarks a muy alta temperatura y a medida que se fue enfriando pas

por las diferentes etapas hasta presentarse como un gas de hidrgeno y helio a

partir del cual se formaron las estrellas y galaxias.

Otro ejemplo interesante de cambio de fase debido al cambio de

temperatura es cuando las molculas de un lquido (agua, por ejemplo), que se

mueven desordenadamente a alta temperatura, se estabilizan en lugares

precisos a baja temperatura formando un cristal (hielo) como est

esquematizado en la figura.


Tambin la magnetizacin de un imn es un cambio de fase cuando los

pequesimos imanes que son los tomos, que a alta temperatura estn

orientados en cualquier direccin, se orientan todos en la misma direccin a

baja temperatura.

Estos dos ltimos ejemplos son interesantes porque ilustran un

fenmeno fsico de gran importancia que se denomina rotura espontnea de

simetra. Notemos que a alta temperatura el sistema tiene mayor simetra:

todos los lugares y todas las direcciones son equivalentes pero despus del

cambio de fase se rompe la simetra y se selecciona espontneamente una


direccin privilegiada (la direccin de la magnetizacin) o unas posiciones

definidas. Veremos que el universo en una muy temprana edad hizo un cambio

de fase con rotura espontnea de simetra.

Las tres eras del universo

El universo no siempre tuvo el mismo aspecto que observamos hoy. En la

evolucin temporal del universo, desde el preciso instante de su inicio hasta

nuestros das, podemos reconocer tres etapas en las que el universo presenta

caractersticas bien diferentes denominadas la Era de Planck, la Era de la

Inflacin y finalmente, la Era de Materia y Radiacin, en la que se encuentra

actualmente. Las dos primeras eras tuvieron una duracin extremadamente

corta y la tercera abarca casi toda la duracin del universo. En la figura se ve un

esquema en el que se representan varias etapas en la evolucin del universo.


En esta figura, el tiempo transcurre desde la izquierda hacia la derecha de

manera que el tiempo actual corresponde al extremo derecho, donde vemos al

Homo Sapiens, planetas y estrellas organizadas en galaxias. La expansin del

universo est representada en la figura por el ensanchamiento vertical. La

mayor parte de la figura representa a la era de radiacin y materia mientras que

las eras de inflacin y de Planck corresponden al extremo a la izquierda de la

figura.

La era de materia y radiacin

Antes de que, por accin gravitatoria, se formaran las estrellas y de que

stas se organizaran en galaxias, el universo estaba constituido por un gas en

expansin, compuesto por tomos de hidrgeno y helio. En tiempos ms

cercanos al origen, en vez de tomos tenamos protones, neutrones y electrones

sueltos inmersos en un ocano de fotones (partculas de luz). En tiempos ms

tempranos an, el universo era una sopa increblemente densa y caliente de

quarks, electrones y otros tipos de partculas que la fsica del siglo XX ha

estudiado con gran detalle. Todo este tiempo, en que el universo evolucion

desde las partculas elementales hasta tomar el aspecto que observamos hoy,

puede denominarse la Era de Materia y Radiacin que abarca el tiempo desde

t=10-32 segundos despus del inicio del universo hasta nuestros das, t=1,4 1010

aos.

Notemos que el instante de inicio de la era de radiacin y materia, t=10-32

segundos, es increblemente cercano a cero, o sea al inicio mismo del universo.

Ese tiempo est ms cerca de cero que cualquier nulidad de nuestra percepcin

sensorial. Por ejemplo: un segundo, comparado con la edad del universo es

despreciable pero es 200 millones de millones (2 1014) de veces ms grande que

10-32 segundos comparado con un segundo.

Es un motivo de orgullo de la cultura, y especialmente de la fsica,

constatar que poseemos un conocimiento muy confiable del universo en esta era

de radiacin y materia. Las teoras fsicas, principalmente la relatividad y la

mecnica cuntica pero tambin las teoras llamadas clsicas, como la mecnica,

termodinmica, electrodinmica, etc. brindan una descripcin del universo que

ha sido corroborada por innumerables observaciones y experimentos. Por


supuesto que existen numerosas preguntas, referidas a esta era de materia y

radiacin, que an no tienen respuesta. Hay muchas predicciones tericas que

todava no han sido confirmadas. Un ejemplo de esto es la prediccin de la

existencia de un tipo de partculas, el bosn de Higgs, que es necesario para

darle coherencia a la teora y que probablemente ser descubierto en el

acelerador LHC recientemente inaugurado en Europa. Tambin se sabe que

deben existir ciertos tipos de partculas que constituyen la llamada materia

oscura, an no descubierta. Tambin hay ignorancia de las causas de la

expansin acelerada del universo que se ha observado, contradiciendo la

expectativa de que la expansin del universo debera irse atenuando por la

accin gravitatoria. Tambin existen serias posibilidades de que las teoras

fsicas, que son extremadamente exitosas, deban ser modificadas y corregidas y

resulten ser solamente buenas aproximaciones de otras teoras an no

desarrolladas. Claramente, no tenemos un conocimiento definitivo del universo

en esta era de radiacin y materia pero podemos afirmar que estamos en buen

camino hacia esa meta.

La era de la inflacin

De la misma manera que hoy encontramos fsiles que nos permiten

asegurar que hace cien millones de aos existieron los dinosaurios, de forma

similar, el estudio del universo actual nos permite inferir que antes del inicio de

la era de materia y radiacin, el universo pas por una etapa en que su tamao

aument en forma exponencial, de manera que porciones minsculas pasaron a

ser gigantescas. El intervalo de tiempo, extremadamente corto, en que el

universo creci en forma desmesurada se denomina la Era de la Inflacin. En la

era de la inflacin, que estimamos que sucedi entre el tiempo de t=10-43

segundos y t=10-32 segundos, la extensin del universo se duplic 86 veces; ste

es el Gran Pum propiamente dicho. Para imaginar esa monstruosa explosin

pensemos que en un tiempo increblemente corto, una regin del tamao de un

tomo creci hasta ocupar un ao luz de extensin, mucho mayor que el tamao

actual del sistema solar y comparable con la distancia tpica entre las estrellas.

Una distancia de 0.1mm, el ancho de un papel muy fino o el de una partcula de


polvo, se expande a un milln de aos luz, diez veces el dimetro de la Va

Lctea.

Los fsiles que indican que la inflacin tuvo lugar son mltiples. Uno de

ellos es la homogeneidad que tiene el universo. Si observamos al universo en

regiones suficientemente separadas como para asegurar que no pudo haber

comunicacin entre ellas, constatamos que esas regiones son casi idnticas:

cantidad de galaxias, temperatura y distribucin son como si se hubiesen

igualado por interaccin entre ellas pero dicha interaccin parece ser imposible

por la distancia que las separa. La inflacin permite explicar dicha

homogeneidad porque esas regiones, antes de la inflacin, estuvieron

suficientemente cercanas como para igualarse. Otro fsil interesante que

sugiere la existencia de la inflacin es que la densidad de energa del universo es

muy cercana a la densidad crtica. Resulta que la densidad es una cantidad

inestable: si fuese menor que la crtica debera ser mucho menor y si fuese

mayor que la crtica debera ser mucho mayor; sin embargo las estimaciones

sugieren que es cercana a la densidad crtica. Esto se entiende solamente si es

exactamente igual a la densidad crtica. Una de las predicciones de la inflacin,

es justamente que la densidad del universo debe ser igual a la densidad crtica.

Existen muchos otros motivos para convencernos de que la inflacin tuvo lugar

realmente a pesar de que ese hecho sucedi en un tiempo tan lejano que es

imposible obtener una observacin directa. La certeza que los fsicos tienen de

la existencia del perodo de inflacin es tan grande como la que los

paleontlogos tienen de la existencia de los dinosaurios.

Mencionamos antes, que la cultura puede sentirse orgullosa del

conocimiento que se tiene sobre lo acontecido en la era de radiacin y materia.

Con la era de la inflacin el orgullo no es tan grande. No poseemos una nica

descripcin terica de la inflacin sino que tenemos varios esquemas

alternativos y la falta de datos experimentales y de observaciones astronmicas

no nos permite todava discernir entre esas alternativas.

Ya vimos que la teora de relatividad general y la mecnica cuntica

presentan la posibilidad de existencia de un tipo de campo que tiene las

caractersticas de expansin como la que aconteci durante la era de inflacin.

Esto es un logro importante. As, podemos pensar que el universo durante la

inflacin en vez de contener partculas en movimiento (como suceder un


instante ms tarde durante la era de materia y radiacin) estaba compuesto por

un campo que podemos llamar inflatn. Una caracterstica asombrosa de este

campo es que la regin que ocupa se expande exponencialmente como es

requerido por la inflacin. Otra caracterstica importante de este campo es que

su densidad de energa es constante o sea cuando aumenta de tamao, tambin

aumenta la energa pero esto no significa creacin de energa en violacin del

conocido principio de conservacin: a medida que el campo crece de tamao su

energa aumenta pero en la misma medida aumenta la energa potencial

gravitatoria, que es negativa y ambas se cancelan. La misma cantidad total de

energa inicial, que puede ser muy pequea, se conserva pero la componente

positiva de energa y la negativa gravitatoria pueden hacerse enormes.

Justamente, esa enormidad de energa es la que se transformar en las

partculas en movimiento en la era de radiacin y materia.

Las fluctuaciones cunticas son importantes para brindar una posibilidad

de inicio del universo sin un creador externo. Es en efecto posible que en los

tiempos extremadamente cortos de la era de la inflacin, un campo inflatn

apareciera como fluctuacin del vaco y, dadas sus caractersticas gravitatorias,

iniciara la expansin inflacionaria que dio origen al universo como lo hemos

descripto. Disponemos entonces de teoras fsicas que pueden explicar la

inflacin del universo pero existen muchos interrogantes que debern ser

resueltos para lograr una descripcin plenamente satisfactoria. Uno de esos

interrogantes es cmo se detiene la inflacin en t=10-32 segundos, cuando

comienza la era de radiacin y materia. Una posibilidad para explicar el fin de la

inflacin es que el inflatn es un campo que est en un estado inestable, como

por ejemplo podra ser una fina varilla parada en posicin vertical sobre uno de

sus extremos. Despus de un tiempo corto, el inflatn decae espontneamente

(la varilla cae) y toda su energa se materializa y se transforma en las partculas

que existen en el inicio de la era de radiacin y materia (quarks, electrones, y

otras). El universo hace as un cambio de fase, una transicin espontnea en que

toda la energa del inflatn se transforma en materia y radiacin. El campo en

brutal expansin se transforma en partculas y la expansin inflacionaria se

detiene dando lugar a la expansin normal del universo por la inercia de las

partculas en movimiento. Existen decenas de propuestas tericas con

diferentes detalles de cmo se produce el cambio de fase que detiene la inflacin


y desafortunadamente no disponemos an de criterios empricos para

determinar cul es la descripcin correcta de lo que realmente sucedi durante

la era de la inflacin. Confiamos en que en el siglo XXI se podrn resolver esas

ambigedades.

La era de Planck

Si la era de radiacin y materia est caracterizada porque tenemos un

buen conocimiento terico y experimental de lo acontecido, y la era de la

inflacin est caracterizada porque tenemos varias propuestas tericas pero

pocos datos empricos para validarlas, entonces podemos caracterizar la era de

Planck por una falta de propuestas tericas y tambin una falta de datos

empricos. Sobre el universo en este intervalo de tiempo, desde t=0 a t=10-43

segundos, sabemos poco y slo podemos hacer algunas especulaciones.

Ya se dijo que el tiempo de inicio de la era de radiacin y materia es

increblemente corto. Sin embargo, dentro de esa escala de tiempo podemos

concebir la evolucin de un sistema fsico de un estado a otro. De hecho, hemos

visto que el universo cambi violentamente en tiempos ms cortos an durante

la era de la inflacin. Los tiempos involucrados en la era de Planck son tan

cortos que ningn sistema fsico cambia en su transcurrir. Podemos considerar

que en esta escala el tiempo pierde su capacidad de ordenar los eventos. Esto es,

entre dos eventos separados por el tiempo de Planck, Tp=10-43 segundos, no

podemos decir cul de ellos es anterior al otro. Dentro del tiempo de Planck no

hay pasado ni futuro; el tiempo de Planck es la duracin del instante fsico.

Relacionado con el tiempo de Planck Tp, tambin se define la longitud de Planck

Lp=10-35m, que es la distancia que recorrera la luz durante el tiempo de Planck.

De la misma manera que el tiempo de Planck es la duracin del instante,

podemos decir que la longitud de Planck es la extensin del lugar. Dos puntos

separados por Lp estn juntos en el sentido que ningn proceso fsico los puede

diferenciar. La escala de Planck marca los lmites de discernibilidad o de

resolucin del espacio-tiempo. En algunos modelos tericos, se propone que el

espacio-tiempo tiene una especie de estructura granular o como pequeas

burbujas en una espuma con pequeos dominios de extensin Lp que aparecen y

desaparecen en tiempos Tp.


Una cuestin importante durante la era de Planck es lo que sucede con

las fluctuaciones cunticas. Recordemos que segn la mecnica cuntica, es

posible la emergencia de cierta cantidad de energa, de la nada y en aparente

violacin de la conservacin de energa, durante un tiempo suficientemente

corto al cabo del cual se reestablece el balance energtico. Si el tiempo de

violacin es muy corto la cantidad de energa puede ser grande y viceversa, en

tiempos ms largos solamente valores de energa muy pequeos son aceptables.

Qu pasa con las fluctuaciones cunticas durante la era de Planck? Si las

fluctuaciones existen durante la era de Planck y si tenemos en cuenta que los

tiempos involucrados en esta era son increblemente pequeos, resulta que la

energa de esas fluctuaciones debe grande. Adems, esa gran cantidad de

energa est distribuida en regiones increblemente pequeas y por lo tanto las

fluctuaciones en la era de Planck estn caracterizadas por tener una gigantesca

densidad de energa. Tan grande es esa densidad de energa o de masa

(recordemos que masa y energa son equivalentes) que la atraccin gravitatoria

es tan grande que esa masa colapsa sobre s misma como en un agujero negro.

Las fluctuaciones en la era de Planck son agujeros negros que colapsan. Durante

esta era, el universo no puede crecer a partir de una fluctuacin porque stas se

devoran a s mismas. Son intentos frustrados. Esto cambia cuando entramos en

la era de la inflacin en la que las distancias y los tiempos son mayores y la

atraccin gravitatoria de las fluctuaciones no es suficiente para colapsarlas.

Recin entonces, de una fluctuacin cuntica puede emerger un campo inflatn

que inicia la brutal expansin que caracteriza dicha era. Para aclarar esto

podemos acudir a una metfora y pensar que durante la era de Planck, el

espacio-tiempo es como una matriz que no ha llegado an al estado de madurez

requerido para que pueda crecer el germen que dar nacimiento al universo. La

fertilidad es alcanzada despus, en la era de la inflacin, en que empieza a crecer

el universo en forma explosiva. Antes de eso el universo devoraba a sus propios

hijos como lo haca el dios Chronos (Saturno) terriblemente representado por F.

Goya.


Francisco de Goya

Saturno devorando a uno de sus hijos

(1819-1823)

Para la escala de Planck no tenemos an una teora

fsica que nos permita describir el comportamiento

de los sistemas fsicos. Dicha teora debera

contener simultneamente la relatividad general de

Einstein y la mecnica cuntica. Existen varios

intentos de formular dicha teora pero ninguno es

totalmente satisfactorio. El desarrollo de esta teora ser una de las principales

tareas de la fsica terica del siglo XXI. En ausencia de esa teora, es poco lo que

podemos asegurar sobre el aspecto del universo en la escala de Planck que

marca el propio inicio del universo. La era de Planck marca el inicio del espacio-

tiempo-energa que por el momento podemos imaginar como fluctuaciones

cunticas frustradas, pero solamente con el desarrollo de una teora adecuada

podremos adquirir cierta certeza de cmo era el universo en su inicio.

Leyenda (fundada) del gnesis

En resumen de todo lo anterior, podemos presentar la leyenda que los

cientficos han desarrollado para el origen y evolucin del universo. Esta

leyenda es fascinante y est llena de poesa pero se diferencia esencialmente de

las otras leyendas de la creacin, presentada por los mitos y religiones, en que

sta es fundada, o sea, responde a criterios de validacin emprica, si no en

todos sus aspectos, al menos en la mayora de ellos y podemos tener la

esperanza en que la ciencia lograr en el futuro, brindar un modelo nico y

racional del universo sin intervencin divina. Las etapas principales de esta

leyenda son,

Etapas

Nada. Ni tiempo ni espacio ni materia (Vernichtende nichts).


Aparecen fluctuaciones cunticas frustradas. Burbujas que se

autodevoran.

Fluctuacin cuntica de un campo inflatn que explota.

Cambio de fase: el inflatn deviene en quarks, leptones y radiacin.

Expansin lenta con enfriamiento y formacin de protones, neutrones,

ncleos, tomos de hidrgeno y helio.

Crecen las fluctuaciones de la densidad hasta que se encienden las

primeras estrellas y se organizan en galaxias.

En las estrellas se fabrican los ncleos pesados.

Explosiones de supernovas dispersan el polvo csmico.

Formacin de nuevas estrellas y planetas.

Crecimiento de la complejidad autoorganizada. Vida. Evolucin.

Filosofa: el Homo Sapiens comienza a pensar. Primero fue agricultor

para vencer el hambre, despus telogo para superar el miedo y al fin

fsico para entender el universo.

Escribi la leyenda fundada del gnesis.

Bibliografa

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la física del génesis

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