cosmologia

La controversia data de 1998 cuando este grupo dijo haber encontrado evidencia de partículas de materia oscura pasando por su detector.

Su enfoque, ya de por sí, no gustaba a todos. Ellos asumen que la cantidad de materia oscura que fluye por nuestro planeta depende de la dirección del movimiento de la Tierra, por lo que varía con las estaciones. Así que buscan variaciones estacionales en su conjunto de detectores de sodio ionizado. Y por aquel entonces, hallaron una variación que, aunque pequeña, concordaba con lo predicho.

Pero el experimento parecía sufrir de mucho ruido de fondo: muchos científicos dijeron que el experimento tenía impurezas que producían partículas perfectamente ordinarias. Se habló de que la detección pudo haber sido por una leve fluctuación de la temperatura del laboratorio o el decaimiento de radioisótopos en el agua subterránea.

Como diría Carl Sagan:”Afirmaciones extraordinarias requieren siempre de evidencia extraordinaria”

Es que estamos hablando de aquellas partículas que, aunque los científicos no pueden ver, sí saben que está allí y que compone ni más ni menos que un 23% de nuestro Universo. Por el contrario, las partículas ordinarias, de las que estamos hechos nosotros, aportan un mero 5% del Cosmos.

Volviendo a la actualidad, en la caza de la materia oscura ya hay muchos experimientos alrededor del mundo buscando lo que se conoce como WIMPs:weakly interacting massive particles, es decir, masivas partículas de interacción débil. Una potencial fuente para estas partículas es una hipotética propuesta llamada supersimetría.

El problema parece ser que, aunque en este nuevo experimiento de DAMA/LIBRA se usó tecnología mejorada, el experimento en sí es el mismo. Por lo que, si efectivamente se produce el anuncio, previsto para el 16 de abril en el taller “Neutrino Oscillations, en Venecia, Italia, reinará la cautela.

Por cierto, la colaboración no tiene nada que ver con la Iniciativa DHARMA!

Los datos de WMAP jugan un rol clave en el establecimiento del modelo estándard del Universo. El modelo explica explica una gran variedad de mediciones astronómicas y cosmológicas realizadas a distintas longitudes de onda y con diferentes herramientas. La concordancia de estos datos implican que vivimos en Universo plano, con gravedad y perturbaciones cosmológicas descritas por la Teoría General de la Relatividad de Einstein, en tres dimensiones espaciales.

Actualmente, hasta donde se sabe, el Cosmos está dominado por energía oscura (72%), materia oscura (23%) y átomos (5%). La energía oscura es una fuerza repulsiva, una especie de antigravedad y es la responsable de la aceleración de la expansión del Universo. La materia oscura está formada por partículas que no son como los átomos que conocemos, no emiten o absorben luz y sólo fue detectada por su acción gravitacional.

La inflación es el estadío primordial de la expansión del Universo en la que el cosmos expandió su tamaño al menos en un factor 10²⁶. Este período inflacionario duró aproximadamente 10^-34 segundos.

Las fluctuaciones observadas en el CMB son explicadas por la inflación. Las microscópicas fluctuaciones cuánticas evolucionaron a través de la inflación hacia diferencias macroscópicas.
Esta inflación es descripta por un campo escalar, llamado inflatón. El concepto de inflación soluciona importantes asuntos de la teoría cosmológica estándard del big bang. El concepto inflacionario fue propuesto originalmente por Alan Guth, de quien ya habíamos hablado y cuya entrevista con Alicia Rivera sobre el Big Bang y la inflación, citábamos tiempo atrás.

Las ondas gravitacionales primordiales son una robusta predicción de la inflación ya que son producidas por el mismo mecanismo que generó las fluctuaciones de densidad primordiales observadas en los datos de CMB y LSS.

Recientemente, en un artículo publicado en Physical Review, un equipo de teóricos del Observatorio de París, los distinguidos científicos argentino Norma G. Sánchez y Héctor J. de Vega, directores de investigación en CNRS, Centre National de la Recherche Scientifique (Centro Nacional de la Investigación Científica, Francia), junto con Claudio Destri de INFN/University of Milano-Bicocca , realizaron un nuevo análisis de todos los datos disponibles de CMB y LSS incluyendo datos de WMAP y Sloan y revelaron la existencia de ondas gravitacionales primordiales.

Por lo que entiendo, usaron algoritmos estadísticos llamados Cadenas Monte Carlo Markov (MCMC). Este nuevo análisis es logrado dentro de un nuevo enfoque de la inflación en el espíritu de la teoría Ginsburg-Landau. Este enfoque es una poderosa herramienta en física de partículas elementales y física de materia condensada. En este nuevo análisis, la forma precisa del potencial inflacionario es construido con las MCMC en concordancia con los datos de WMAP y LSS.

El equipo derivó fórmulas de los datos de CMB y las estudió: índice de densidad de fluctuaciones, tensor de fluctuaciones, etc. Estas fórmulas analíticas fueron introducidas como fuerte límites en la programación numérica para el análisis.
Este análisis de los datos difiere de los anteriores análisis de CMB, en particular el de WMAP (incluyendo el recientemente público análisis de sus 5 años)

En el marco de su modelo, algunos de los nuevos resultados son:
Que los datos indican fuertemente el quiebre de la simetría de los potenciales del inflatón Y que la cantidad de la tasa de las fluctuaciones de tensor (ondas gravitacionales primordiales) no es cero y que podría ser reducido aún más con el uso de los datos de los 5 años WMAP y futuros datos de CMB.

Dos años atrás, los argentinos Norma G. Sánchez y Héctor J. de Vega estuvieron en los titulares de prensa por su trabajo en el origen del Universo (como comentábamos en“Científicos argentinos revelan nuevos secretos sobre el origen del Universo” y recibieron la copia de la medalla Nobel por el premiado físico de 2006 George Smoot. En octubre de 2007, los dos científicos fueron los representantes argentinos en la Mesa Redonda Interministerial en Ciencia, Tecnología y Desarrollo Sustentable.

Un orgullo nacional, de escalas cósmicas.

2009: Supersimetría, si la escala de energía apropiada es 1TeV

2009/2010: Partícula de Higgs, si es de unos 200 GeV de masa

2010/2011: Partícula de Higgs, si ronda los 120 GeV de masa
(A menor energía es más difícil de detectar porque a esa energía podría confundirse con otras señales que decaerían de forma similar. Pero a una mayor energía, la partícula decaería primero hacia bosones W, con características determinadas)

2012: Dimensiones extras del espacio, si la escala de energía es de 9 TeV

2012: Combinación, si los quarks son partículas combinadas en vez de ser fundamentales, y si la naturaleza de esa combinación se revelara en una escala de energía de 40 TeV.

2017: supersimetría, si la escala apropiada es de 3 Tev

2019: Z’: si hay un nuevo tipo de fuerza que se ponga en juego a 6 TeV. Si así fuera, a la partícula que comunique la fuerza se la representa con el nombre temporario de Z’, en analogía con la Z que transmite la fuerza débil.

La línea de tiempo depende, por supuesto, en que el LHC comience de acuerdo al plan actual, previsto para el segundo semestre del año.

El Gran Colisionador de Hadrones se está instalando en un anillo subterráneo de 27 kilómetros, en Ginebra, Suiza. Cuando su operación comience, será el acelerador de partículas más grande del mundo.
Protones de alta energía en dos haces en sentido contrario chocarán en busca de las firmas de la supersimetría, la materia oscura y los orígines de la masa.
Los haces de miles de millones de protones viajarán a una velocidad cercana a la de la luz por el anillo, circulando por el anillo y guiados por cientos de poderoso imanes. Existen cuatro puntos en los que los protones pueden colisionar. Se trata de los experimentos conocidos como :ALICE, ATLAS, CMS y LHCb. Las colisiones se observarán cuidadosamente en busca de partículas exóticas.

TeV y GeV son unidades de medida de la energía: el electrónvoltio
La escala de estas unidades incluyen a los Mega electrónvoltio MeV, Giga (GeV), Tera (TeV), Peta (PeV) y Exa (EeV)

¿Cómo es un acelerador de partículas?
Un acelerador consiste usualmente en una cámara de vacío rodeada por una larga secuencia de bombas de vacío, imanes, cavidades de radio frecuencia, instrumentos de alto voltaje y circuitos electrónicos. Cada pieza tiene su función específica:
La cámara de vacío es una tubería de metal donde el aire se vacía permanentemente (por las bombas de vacío) para evitar que las partículas aceleradas colisionen con la materia normal, con las moléculas del aire, por ejemplo y se aniquilen o sean desviadas.

Dentro de la tubería, las partículas se aceleran por campos eléctricos. Estos son provistos por las cavidades de radio frecuencia. Cada vez que las partículas cargadas atraviesan una cavidad de radio frecuencia, el campo eléctrico dentro de la cavidad les da un empujón, parte de la energía de la onda de radio es transferida y son aceleradas. Para hacer un uso más efectivo de un número limitado de cavidades, los diseñadores de un acelerador pueden forzar al haz de partículas a pasar por allí muchas veces, al curvar la trayectoria del haz en un bucle. Esto es porqué la mayoría de los aceleradores son casi circulares.

Esta curvatura del camino del haz es lograda por el campo magnéticos de los dipolos (que tienen un Norte y un Sur, como los imanes de herradura). También se los llama imagenes de curvatura. Esto es porque la fuerza magnética ejercida en las partículas cargadas en movimiento es siempre perpendicular a su velocidad, perfecto para curvar la trayectoria. A mayor energía de una partícula, más fuerte el campo que se necesita para curvar la trayectoria. Esto significa que, como el máximo del campo magnético está limitado, cuanto más poderosa sea la máquina, más grande será necesario que sea.

Además de curvar el haz, es necesario enfocarlo, lo que permite limitar su anchura y altura para que permanezca en la cámara de vacío. Esto se logra con imanes de cuatro polos, que actúan en el haz de partículas cargadas en la misma forma que actuaría un lente sobre un haz de luz. Estos son algunos de los ingredientes básicos de un acelerador, pero hay más: otros imanes, para afinar más finamente su trayectoria y enfoque; elementos de inyección/eyección, para poner al haz en el acelerador o quitarlo, dispositivos de medición, para dar a los operadores información sobre el comportamiento del haz; elementos de seguridad, para asegurar la operación del acelerador.

¿Porqué se llama así?
LHC, que significa Large Hadron Collider, o en castellano, Gran Colisionador de Hadrones, proviene de que hará colisionar protones, que en física de partículas son clasificados como hadrones. Los físicos de partículas denominan como hadrones a las partículas que se componen de otras mas elementales.
Anteriormente se había concebido como un colisionador de electrones y su contrapartida, los positrones (que son como los electrones pero de carga positiva). Los electrones y positrones pertenecen al grupo de partículas llamadas leptones.

¿Qué es LHC@home?
Es un programa de software colaborativo. Sirve para que en tu computadora se pueden analizar datos. Básicamente, el programa bajará datos, los analizará y devolverá el resultado. El programa de LHC@home, se llama SixTrack que simula el viaje de partículas en LHC para estudiar la estabilidad de sus órbitas. Estos resultados son esenciales para verificar la estabilidad a largo plazo de las partículas de alta energía en el LHC. Esencialmente, el programa simula 60 partículas al mismo tiempo al viajar alrededor del anillo y corre la simulación para 100 mil (o a veces 1 millón) de giros alrededor del anillo. Aunque puede sonar a mucho, es menos de 10 segundos en el mundo real, pero suficiente para testear si el haz permancerá en una órbita estable.
Este programa colaborativo se ejecuta en la plataforma Boinc. Ya hemos hablado aquí otras veces al respecto (ver “Haciendo física de partículas en casa“). El programa Boinc es muy sencillo de bajar, desde el sitio web de Boinc, se instala con facilidad y luego simplemente pueden agregarse proyectos. Además de poder agregar el proyecto LHC@home, hay muchos otros en los cuales te pueda interesar participar. En la página de proyectos de Boinc, podrás elegir los que quieras. Cada uno tiene sus propias características, es decir, analizan distintos tipos de datos y resultados, pero todos corren de la misma forma esencialmente y se pueden agregar sólo con añadir una dirección en el programa Boinc. Aunque previamente deberás crear una cuenta en el proyecto que hayas decidido hacer correr. Se pueden agregar muchos proyectos al mismo tiempo y por su puesto, se pueden suspender o quitar si lo deseas.
El programa permite configuraciones distintas, en las que se puede seleccionar si el software deberá funcionar siempre, o sólo entre determinadas horas, o si quieres que funcione cuando no estés usando tu computadora.
A la hora de instalar, también hay algunas opciones, por ejemplo puede instalarse normalmente, lo que permitirá que, por ejemplo, el programa empiece a funcionar cuando no usas tu PC y aparezca un salvapantallas, si lo deseas. O bien, puedes instalarlo como “servicio”, lo que no hará correr ningún salvapantallas y, creo yo, funciona más eficazmente.
A medida que tu PC vaya analizando datos y devolviendo resultados, irás ganando “créditos”. No, no es dinero, ni sirven para ninguna otra cosa, sólo te da una idea de que tu PC está trabajando. No recomiendo que compares tus resultados con los de otra gente, pues hay quienes tienen créditos imposibles de superar, ya que quizás tienen la posibilidad de hacer correr el soft en muchas máquinas, en su trabajo, etc.
También puedes unirte a un grupo o puedes crear uno. Hay grupos de gente del mismo trabajo o que comparten estudios o simplemente por país.
En fin, hay mucho más que podrás descubrir visitando los enlaces relacionados.

¿Va a estallar el mundo si un experimento saliera mal?
Ahh, leyendas urbanas y mitos estúpidos, que en la red parecen pan caliente. No, no se va a acabar el mundo por eso. Existen muchos otros aceleradores de partículas funcionando desde hace mucho tiempo. Errores y accidentes pueden ocurrir, por supuesto, pero nada de una magnitud semejante. Pero de seguro que el mundo corre un serio riesgo si seguimos desparramando estupidez. Sobre todo, si a quienes piensan distinto, les tiramos una bomba. O sea…

“Por muchos años, los cúmulos globulares han sido usados como maravillosos laboratorios naturales para estudiar la evolución e interacción de las estrellas”, dice John Fregeau de la Universidad Northwestern, quien condujo el estudio.

La sabiduría convencional es que los cúmulos globulares pasan a través de tres fases de evolución o desarrollo de su estructura, correspondientes a la adolescencia, edad media y envejecimiento. Estas etapas se refieren al estado de evolución del cúmulo, no a las edades físicas de estrellas individuales.

En la fase adolescente, las estrellas cercanas al centro del cúmulo colapsan hacia el interior. La edad media se refiere a la fase en la que las interacciones de estrellas dobles cercanas al centro del cúmulo impiden colpasos adicionales. Finalmente, la última etapa describe cuando las binarias en el centro son alteradas o eyectadas y el centro del cúmulo colapsa hacia el interior.

Por años, se pensó que la mayoría de los cúmulos son de mediana edad con algunos hacia el final de su evolución. Sin embargo, datos de Chandra junto con trabajo teórico sugieren que este podría no ser el caso.

Cuando las estrellas simples y dobles interaccionan en los abarrotados centros de los cúmulos globulares, las binarias pueden transferir masas y emitir rayos-X. Como las estrellas dobles se esperan que se formen mayoritariamente en la edad media de la evolución de los cúmulos, el número relativo de fuentes de rayos-X da pistas del estadío de la evolución en los cúmulos.

Un nuevo estudio de Fregeau de 13 cúmulos globulares en la Vía Láctea muestra que tres de ellos tienen un número grande e inusual de fuentes de rayos-X o binarias de rayos-X, sugieriendo que los cúmulos son de mediana edad. Previamente, estos cúmulos habían sido clasificados como viejos porque tienen una concentración muy apretada de estrellas en sus centros, otra “prueba de fuego” de la edad usada por los astrónomos.

La implicación es que la mayoría de los cúmulos globulares, incluyendo los otros diez estudiados en este caso, no están en su edad media evolutiva, como se pensaba, sino en su adolescencia.

“Es notables que estos objetos, que se pensaba que eran algunos de los más viejos en el Universo, podrían ser realmente muy inmaduros en su desarrollo”, dice Fregeau, cuyo paper aparece en The Astrophysical Journal. “Esto representaría un cambio importante en el pensamiento acerca del estado actual de la evolución de los cúmulos”.

Si se confirmara, este resultado podría ayudar a reconciliar otras observaciones con recientes trabajos teóricos que sugieren que la apretada concentración de estrellas en los centros de la mayoría de los evolucionados cúmulos globulares es consistente con que están en su edad media más que con su avanzada fase de evolución. Otros estudios teóricos han sugerido que podría tomar más tiempo que la actual edad del Universo a un cúmulo globular alcanzar una vieja edad.

Además de mejorar el entendimiento de la evolución básica de estos objetos, el resultado tiene implicaciones en el conocimiento sobre las interacciones estelares en entornos densos. Además, quita la necesidad de mecanismos exóticos -algunos que incluyen agujeros negros- que se pensaba que eran necesarios para impedir los muchos cúmulos de mediana edad de colapsar.

“Algunos escenarios exóticos, incluídos algunos de mi autoría, han sido evocados para intentar dar sentido a las observaciones y salvar la vieja teoría. Si este resultado se sostiene, no deberemos preocuparnos más acerca de escenarios exóticos”, añade Fregeau.

La única forma de ver esta galaxia es por la impresión de su gas que deja en el espectro de un cuásar aún más lejano. “Los cuásares son usados aquí sólo como balizas en el Universo muy distante. Las nubes de gas interestelar en las galaxias, localizadas entre los cuásares y nosotros en la misma línea de visión, absorben partes de la luz emitida por los cuásares. El espectro resultante presenta consecuentemente “valles” oscuros que pueden ser atribuidos a elementos bien conocidos y posibles moléculas”, explica Raghunathan Srianand, quien lideró al equipo en las observaciones.

Gracias al poder del VLT y una cuidadosa selección del objetivo -seleccionado entre casi diez mil cuásares- el equipo fue capas de descubrir la presencia de hidrógeno normal e Hidrógeno molecular deuterado (H2, HD) y moléculas de monóxido de carbono (CO) en el medio interestelar de esta remota galaxia. “Esta es la primera vez que estas tres moléculas han sido detectadas en absorción en frente de un cuásar, una detección que ha permanecido elusiva por más de un cuarto de siglo”, dice Cédric Ledoux (ESO), miembro del equipo.

El mismo equipo ha roto el récord para la detección más distante de hidrógeno molecular en una galaxia que vemos tal como era cuando el Universo tenía menos de 1.5 mil millones de años.

El gas interestelar es el reservorio del cual se forman las estrellas y como tal es un componente importante de las galaxias. Es más, como la formación y el estado de las moléculas son muy sensibles a las condiciones físicas del gas, que a su vez depende de la tasa a la que se forman las estrellas, el detallado estudio de la química del medio interestelar es una herramienta importante para entender cómo se forman las galaxias.

Basados en su observaciones, los astrónomos mostraron que las condiciones físicas predominantes en el gas interestelar en esta remota galaxia son similares a lo que es visto en nuestra galaxia Vía Láctea.

Pero lo que es más importante, el equipo fue capaz de medir con la mejor precisión a la fecha, la temperatura de la radiación de fondo cósmica en el Universo remoto. [1] “A diferencia de otros métodos, medir la temperatura de fondo cósmica usando la molécula de CO involucra muy pocas suposiciones”, declara el coautor Pasquier Noterdaeme.

Si el Universo se formó en un “Big Bang”, como la mayoría de los astrofísicos infieren, el fulgor de esta bola de fuego primigenia debió de ser mucho más caliente en el pasado. Eso es exactamente lo que se encontró en las nuevas mediciones. “Dada la actual medida de temperatura de 2.725 K, uno esperaría que la temperatura 11 mil millones de años atrás fuera de unos 9.3K”, dice el coautor Patrick Petitjean. “Nuestro conjunto de observaciones nos permite deducir una temperatura de 9.15K más o menos 0.7K, en excelente acuerdo con la teoría”.

“Creemos que nuestro análisis es pionero en estudios de química interestelar con un gran corrimiento al rojo y demuestra que es posible, junto con la detección de otras moléculas como HD o CH, usar la química interestelar para abordar importantes asuntos cosmológicos”, añade Srianand.

Los resultados han sido presentados en una carta al Editor en Astronomy and Astrophysics.

“Pensamos que estamos viendo los filamentos de una estructura tipo red que forma la columna vertebral del Universo”, explica Mike Shull de la Universidad de Colorado. “Lo que estamos confirmando en detalle es que el espacio intergaláctico, que intuitivamente podría parecer vacío, es de hecho el reservorio de la mayoría de la materia normal, bariónica, en el Universo”.

Ya habíamos contado algo acerca de los filamentos en “Simulación del Universo busca materia perdida”.

Observaciones del Telescopio Espacial Hubble casi una década atrás por Todd Tripp y colegas reportaron haber encontrado la porción más caliente de la materia perdida en el Universo local. Este estudio utilizó observaciones espectroscópicas de un cuásar para buscar gas intergaláctico a lo largo del camino al cuásar.

En la edición del 20 de mayo de The Astrophysical Journal, Charles Danforth y Shull reportan sobre observaciones tomadas a lo largo de la líneas de visión de 28 cuásares. Su análisis representa las observaciones más detalladas a la fecha de cómo el medio intergaláctico se ve dentro de cuatro mil millones de años luz de la Tierra.

Los bariones son protones, neutrones y otras partículas subatómicas que forman la materia ordinaria como el hidrógeno, helio y elementos pesados. La materia bariónica forma las estrellas, planetas, lunas e incluso el gas y polvo de los que nacen las nuevas estrellas.

No debe confundirse esta “materia perdida” con la materia oscura, una misteriosa y exótica forma de materia que sólo es detectada por su tirón gravitacional.

Danforth y Shull, buscaron la materia bariónica perdida usando la luz de cuásares distantes (los núcleos brillantes de galaxias con agujeros negros activos) para investigar la estructura tipo tela de araña que impregna el aparentemente invisible espacio entre galaxias, como si encendieran una linterna a través de la niebla.

Usando el instrumento Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) a bordo del Telescopio Espacial Hubble y el Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (FUSE), ambos de NASA, los astrónomos encontraron gas caliente, mayormente las huellas oxígeno e hidrógeno en la luz de los cuásares.

Se encontraron 83 filamentos entrelazados con oxígeno ionizado en el que cinco electrones han sido quitados.

La presencia de este oxígeno altamente ionizado (y otros elementos) entre las galaxias, se cree que rastrean grandes cantidades de hidrógeno ionizado en el Universo. Estos vastos reservorios de hidrógeno habrían escapado de la detección por ser muy calientes para ser vistos en luz visible o muy fríos para ser observados en rayos-X.

El oxígeno delator fue probablemente creado cuando las supernovas en las galaxias esparcieron el oxígenos al medio donde se mezcló con el hidrógeno pre-existente, calentando el oxígeno a muy altas temperaturas.

El equipo encontró además que cerca de 20% de los bariones residen dentro de los vacíos entre los filamentos. Dentro de estos vacíos puede haber galaxias enanas débiles.

Investigar esta vasta red cósmica será el objetivo clave de Cosmic Origins Spectrograph (COS), un nuevo instrumento científico que los astronautas planean instalar en la Misión de Servicio del Hubble número 4 a fin de año.

El equipo de COS espera observar otros 100 cuásares adicionales y así construir un sondeo de más de 10.000 filamentos de hidrógeno en la red cósmica.

Esperemos que esta vez no sea una falsa alarma como contábamos en “Se perdió un pedazo de Universo, de nuevo…”

El Universo no parece estar bien. Esto parece extraño de decir, dado que los cosmólogos tienen muy poco estándar para comparar. ¿Cómo sabemos cómo se supone que debería verse el Universo?
Sin embargo, a lo largo de los años, hemos desarrollado una fuerte intuición para lo que cuenta como “natural”, y el universo que vemos no califica.

No confundamos: los cosmólogos han armado una imagen increíblemente exitosa de cómo está formado el Universo y cómo evolucionó. Cerca de 14 mil millones de años atrás, el cosmos era más caliente y denso que el interior de una estrella y desde entonces se ha ido enfriando al expandirse. Esa imagen da cuenta de cada observación realizada, pero un número de características inusuales, especialmente en el Universo temprano, sugiere que hay más en la historia de lo que entendemos.

Entre los aspectos no naturales del Universo, uno sobresale: la asimetría temporal. Las leyes microscópicas de la física que yacen tras el comportamiento del Universo, no distinguen entre pasado y futuro, aunque el Universo temprano -caliente, denso, homogéneo- es completamente diferente del actual -frío, diluído, grumoso. El Universo comenzó ordenadamente y se ha vuelto progresivamente más desordenado desde entonces. La asimetría del tiempo, la flecha que apunta del pasado al futuro, juega un rol inconfundible en nuestras vidas cotidianas: da cuenta del porqué no podemos convertir un omelet en un huevo, porqué los cubitos de hielo nunca se forman espontáneamente en un vaso de agua y porqué recordamos el pasado pero no el futuro. Y el origen de la asimetría que experimentamos puede ser rastreada hasta el orden del Universo cerca del Big Bang. Cada vez que rompes un huevo, estás haciendo cosmología observacional.

La flecha del tiempo es posiblemente la característica más llamativa del universo que los cosmólogos están actualmente sin poder explicar.

Cada vez más, sin embargo, el rompecabezas acerca del Universo que observamos da pistas sobre la existencia de un espacio-tiempo mucho mayor que no vemos. Añade apoyo a la noción de que formamos parte de un multiverso cuya dinámica ayuda a explicar las aparentemente no-naturales características de nuestra vecindad local.

El rompecabezas de la Entropía
Los físicos encapsulan el concepto de asimetría del tiempo en la celebrada segunda ley de la termodinámica: la entropía en un sistema cerrado nunca decrece. Dicho grosso modo: la entropía es una medida del desorden de un sistema. En el Siglo XIX, el físico Ludwig Boltzmann explicó la entropía en términos de la distinción entre el microestado de un objeto y su macroestado. Si se le pide una descripción de una taza de café, Ud. probablemente se referiría a su macroestado -su temperatura, presión y otras características generales. El microestado, por otro lado, especifica la posición precisa y la velocidad de cada átomo individual en el líquido. Muchos diferentes microestados corresponden a algún macroestado particular: podemos mover un átomo aquí y allá, y nadie viendo a escalas macroscópicas lo notaría.

La entropía es el número de diferentes microestados que corresponden al mismo macroestado. (Técnicamente, es el número de dígitos, o logaritmo, de ese número). Así, hay más formas de ordenar un número dado de átomos en una configuración de alta entropía que en una de baja entropía. Imagine que derrama leche en su café. Hay muchas maneras de distribuir las moléculas para que la leche y el café estén completamente mezclados, pero relativamente pocas maneras de ordenarlas para separar la leche del café. Por lo que la mezcla tiene una entropía mayor.

Desde este punto de vista, no es sorprendente que la entropía tienda a crecer con el tiempo. Los estados de alta entropía superan grandemente a los de baja entropía; casi cualquier cambio en el sistema generará en un estado de entropía mayor. Ese es el porqué la leche se mezcla con el café pero nunca se des-mezcla. Aunque es físicamente posible para todas las moléculas de la leche conspirar espontáneamente para ordenarse a sí mismas una al lado de la otra, es estadísticamente muy improbable.
Si Ud. espera para que ocurra esto espontáneamente, debería esperar mucho más tiempo que la edad actual del universo observable. La flecha del tiempo es simplemente la tendencia de los sistemas a evolucionar hacia uno de los numerosos, naturales, estados de alta entropía.

Pero explicar porqué los estados de baja entropía evolucionan a estados de alta entropía es diferente de explicar porqué la entropía está incrementándose en nuestro universo. La pregunta permanece:¿Porqué la entropía fue baja al empezar? Parece poco natural, dado que los estados de baja entropía son tan raros. Incluso concediendo que el actual universo tiene una entropía media, eso no explica porqué la entropía solía ser incluso menor. De todas las posibles condiciones iniciales que podrían haber evolucionado hacia un Universo como el nuestro, la aplastante mayoría tiene mucha mayor entropía, no menor.[1]

En otras palabras, el verdadero reto no es explicar porqué la entropía del Universo será mayor mañana que hoy, sino explicar porqué la entropía fue menor ayer e incluso menor el día anterior. Podemos rastrear esta lógica hasta el comienzo del tiempo en nuestro universo observable. Finalmente, la asimetría del tiempo es una pregunta a responder por la cosmología.

El desorden del vacío
El Universo temprano era un lugar notable. Todas las partículas que forman el universo que observamos actualmente estaban apretadas en un volumen extraordinariamente caliente y denso. Más importante: estaban distribuidas casi uniformemente a través de ese pequeño volumen. En promedio, la densidad difería de un lugar a otro pero sólo en una parte en 100.000 aproximadamente. Gradualmente, al expandirse y enfriarse el universo, el tirón de la gravedad realzó esas diferencias. Regiones con más partículas formaron estrellas y galaxias, y regiones con menos partículas terminaron formando los vacíos.

Claramente, la gravedad ha sido crucial para la evolución del Universo. Desafortunadamente, no entendemos totalmente la entropía cuando la gravedad está involucrada. La gravedad surge de la forma del espacio-tiempo, pero no tenemos una teoría detallada del espacio-tiempo; ése es el objetivo de la teoría cuántica de la gravedad. Mientras que podemos relacionar la entropía de un fluído al comportamiento de las moléculas que lo constituyen, no sabemos qué constituye el espacio, por lo que no sabemos qué microestados gravitacionales corresponden a un macroestado particular.

Sin embargo, tenemos una idea de cómo la entropía evoluciona. En situaciones donde la gravedad es insignificante, como una taza de café, una distribución uniforme de partículas tiene una entropía alta. Esta condición es un estado de equilibrio. Incluso cuando las partículas se reordenan, están ya tan mezcladas que nada más parece ocurrir macroscópicamente. Pero si la gravedad es importante y el volumen es fijo, una suave distribución tiene relativamente baja entropía. En este caso, el sistema está muy lejos del equilibrio. La gravedad causa que las partículas se agrupen en estrellas y galaxias y la entropía crece notablemente, consistente con la segunda ley (de la termodinámica).

Efectivamente, si queremos maximizar la entropía de un volumen cuando la gravedad está activa, sabemos lo que obtendremos: un agujero negro. En los años 1970s Stephen Hawking de la Universidad de Cambridge confirmó una provocativa sugerencia de Jacob Bekenstein, ahora en la Universidad Hebrea de Jerusalem, de que los agujeros negros encajan nítidamente con la segunda ley. Al igual que los objetos calientes que la segunda ley describía originalmente, los agujeros negros emiten radiación y tienen entropía. Un montón de entropía. Un agujero negro de un millón de masas solares, como el que vive en el centro de nuestra galaxia, tiene 100 veces la entropía de todas las partículas ordinarias en el Universo observable. (Ver:”Stephen Hawking y los agujeros negros“)

Finalmente, incluso los agujeros negros se evaporan al emitir la radiación de Hawking. Un agujero negro no tiene la máxima entropía posible, sino la mayor entropía que puede ser empaquetada en cierto volumen. El volumen del espacio en el Universo, sin embargo, parece estar creciendo sin límite. En 1998 los astrónomos descubrieron que la expansión cósmica se está acelerando. La explicación más simple es la existencia de la energía oscura, una forma de energía que existe incluso en el espacio vacío y que no se diluye al expandirse el Universo. No es la única explicación para la aceleración cósmica, pero los intentos de llegar a una idea mejor han fallado hasta ahora.

Si la energía oscura no se diluye, el universo se expanderá para siempre. Las galaxias distantes desaparecerán de la vista. [2]
Aquellas que no colapsen en agujeros negros, se evaporarán en la oscuridad circundante como un charco se seca en un día caluroso. Lo que quedará es un universo que, para todo intento y propósito, será vacío. Entonces, y sólo entonces, el universo habrá verdaderamente maximizado su entropía. El universo estará en equilibrio, y nada más ocurrirá.

Puede parecer raro que el espacio vacío tenga una entropía tan enorme. Suena como decir que el escritorio más desorganizado en el mundo es un escritorio completamente vacío. La entropía requiere microestados y, a primera vista, el espacio vacío no tiene ninguno. Sin embargo, el espacio vacío tiene un montón de microestados - los microestados cuántico-gravitacionales de la fábrica del espacio. No sabemos aún qué son exactamente estos estados, nada más sabemos que los microestados dan cuenta de la entropía de un agujero negro, pero sí sabemos que en un universo en aceleración la entropía en el volumen observable se acerca a un valor constante proporcional al área de su frontera. Es una cantidad verdaderamente enorme de entropía, mucho más que la materia en ese volumen.

Pasado vs. Futuro
La característica más increíble de esta historia es la pronunciada diferencia entre el pasado y el futuro. El universo comienza en un estado de muy baja entropía: partículas empaquetadas juntas de forma suave. Evoluciona a un estado de entropía medio: la grumosa distribución de estrellas y galaxias que vemos a nuestro alrededor actualmente. Finalmente alcanza un estado de alta entropía: el espacio casi vacío, presentando sólo alguna ocasional partícula de baja energía.

¿Porqué son el pasado y el futuro tan diferentes? No es suficiente proponer simplemente una teoría de condiciones iniciales - una razón de porqué el universo comenzó con baja entropía. Como el filósofo Huw Price de la Universidad de Sydney apuntó, cualquier razonamiento que aplique a las condiciones iniciales debería también aplicar a las condiciones finales, o de lo contrario seremos culpables de asumir la misma cosa que estábamos tratando de probar - que el pasado fue especial. O bien debemos tomar la profunda asimetría del tiempo como una abrupta característica del universo que escapa a la explicación, o debemos indagar más profundamente en el funcionamiento del espacio y el tiempo.

Muchos cosmólogos han intentado atribuir la asimetría del tiempo al proceso de la inflación cosmológica. La inflación es una atractiva explicación para muchas características básicas del universo. De acuerdo a esta idea, el universo muy temprano (o al menos una parte de éste) estaba lleno no de partículas sino con una forma temporaria de energía oscura, cuya densidad era enormemente mayor que la energía oscura que observamos hoy. Esta energía causó la expansión del universo a una tasa de aceleración fantástica, luego de lo cual decayó hacia materia y radiación, dejando detrás un pequeño resto de energía oscura que se está haciendo relevante otra vez en la actualidad. El resto de la historia del Big Bang, del suave gas primordial a las galaxias y más allá, se sigue simplemente.

La motivación original para la inflación fue proveer una robusta explicación para las afinadas condiciones en el universo temprano -en particular, la notable uniformidad de la densidad de la materia en regiones ampliamente separadas. La aceleración generada por la energía oscura temporal suavizó al universo casi perfectamente. La anterior distribución de materia y energía es irrelevante; una vez que la inflación comenzó, removió cualquier trazo de condiciones preexistentes, dejándonos con un caliente, denso y suave universo temprano.

El paradigma inflacionario ha sido exitoso en muchas formas. Su predicción de pequeñas desviaciones de la uniformidad perfecta está de acuerdo con las observaciones de variaciones de densidad en el universo. Como una explicación para la asimetría del tiempo, sin embargo, los cosmólogos la consideran cada vez más un poco engañosa, por razones que Roger Penrose de la Universidad de Oxford y otros han enfatizado. Para que el proceso trabaje como se desea, la ultradensa energía oscura debió comenzar en una configuración específica. De hecho, su entropía debió ser fantásticamente menor que la entropía del gas caliente y denso en el que decayó. Esto implica que la inflación no resolvió verdaderamente nada: “explica” un estado de inusual baja entropía (un caliente, denso, uniforme gas) al invocar un estado anterior de aún menor entropía (una suave porción de espacio dominado por energía oscura ultradensa). Simplemente empuja el rompecabezas un paso atrás:¿Porqué la inflación ocurrió alguna vez?

Una de las razones por la que muchos cosmólogos invocan la inflación como una explicación de la asimetría del tiempo es que la configuración inicial de la energía oscura no parece tan improbable. Todo el tiempo de la inflación, nuestro universo observable fue menos de un centímetro de lado. Intuitivamente, semejante pequeña región no tiene muchos microestados, por lo que no es tan improbable para el universo tropezar por accidente en un microestado correspondiente a la inflación.
Desafortunadamente, esta intuición es engañosa. El universo temprano, incluso si es de sólo un centímetro de lado, tiene exactamente el mismo número de microestados que todo el universo observable actual. De acuerdo a las reglas de la mecánica cuántica, el número total de microestados en un sistema nunca cambia (La entropía crece no porque el número de microestados lo hace sino porque el sistema naturalemente termina en el más genérico macroestado posible). De hecho, el universo temprano es el mismo sistema físico que el universo tardío. Uno evoluciona hacia el otro, después de todo.

Entre todas las diferentes maneras que los microestados del universo pueden ordenarse, sólo una increíblemente pequeña fracción corresponde a una configuración suave de ultradensa energía oscura en un pequeño volumen. Las condiciones necesarias para que la inflación comience son extremadamente especializadas y así describe una configuración de muy baja entropía. Si Ud. debe elegir configuraciones del universo al azar, sería muy improbable dar con las condiciones para iniciar la inflación. La inflación no explica, por sí misma, porqué el universo temprano tiene una baja entropía, simplemente lo asume desde el comienzo.

Un Universo Simétrico en el Tiempo
Así, la inflación no ayuda a explicar porqué el pasado es diferente del futuro. Una valiente pero simple estrategia es decir: quizás el pasado muy lejano no sea diferente del futuro, después de todo. Quizás el pasado distante, como el futuro, es en realidad un estado de alta entropía. Si es así, el caliente, denso estado que hemos estado llamando “el universo temprano” no es en realidad el verdadero comienzo del universo sino un estado transicional entre estados de su historia.

Algunos cosmólogos imaginan que el universo pasó por un “rebote”. Antes de este evento, el espacio estaba en contracción, pero en vez de chocar en un punto de infinita densidad, nuevos principios físicos -gravedad cuántica, dimensiones extras, teoría de cuerdas o algún otro exótico fenómeno- lo salvó en el último minuto y el universo salió hacia el otro lado en lo que ahora percibimos como el big bang. Aunque intrigante, las cosmologías “del rebote” no explican la flecha del tiempo. O bien la entropía estaba incrementándose al acercarse el universo previo al choque (crunch) -en cuyo caso la flecha del tiempo se extiende infinitamente lejos en el pasado- o la entropía estaba decreciendo, en cuyo caso una no natural condición de baja entropía ocurrió en la mitad de la historia del universo (en el rebote). De cualquier manera, hemos dejado de contestar porqué la entropía cerca de lo que llamamos big bang fue pequeña. (NdA:Ver ¿Qué pasó antes del Big Bang?)

En cambio, supongamos que el universo comenzó en un estado de gran entropía, que es el estado más natural. Un buen candidado para semejante estado es un espacio vacío. Como cualquier estado de alta entropía, la tendencia del espacio vacío permanecerá así, sin cambios. Por lo que el problema es:¿Cómo obtenemos nuestro universo actual de un desolado y tranquilo espacio-tiempo? El secreto podría residir en la existencia de la energía oscura.

En presencia de energía oscura, el espacio vacío no es completamente vacío. Fluctuaciones de campos cuánticos dan lugar a una temperatura muy baja - enormemente más baja que la temperatura del universo actual pero no exactamente el cero absoluto. Todos los campos cuánticos experimentan fluctuaciones térmicas en ese universo. Eso significa que no es perfectamente inactivo; si esperamos lo suficiente, partículas individuales e inclusive sustanciales colecciones de partículas fluctuarán hacia su existencia, sólo para desaparecer otra vez en el vacío. (Estas son partículas reales, en oposición a las partículas “virtuales” de corta vida que el espacio vacío contiene incluso en ausencia de energía oscura).

Entre las cosas que pueden fluctuar hacia la existencia están las pequeñas regiones de energía oscura ultradensa. Si las condiciones son las correctas, esa región puede sufrir la inflación y cerrarse para formar un universo separado por su cuenta - un universo bebé. Nuestro universo podría ser el hijo de otro universo.

Superficialmente, este escenario tiene un parecido con la inflación estándar. La diferencia es la naturaleza de las condiciones iniciales. En la forma estándar, la región surge en un enfervorizante universo fluctuante, en el que la mayor parte de las fluctuaciones produjeron nada parecido a la inflación. Sería mucho más probable para el universo, fluctuar directamente en un big bang caliente, salteándose el estadío inflacionario completamente. De hecho, en cuanto concierne a la entropía, sería mucho más probable para el universo fluctuar directamente hacia la configuración que vemos hoy, sorteando los pasados 14 mil millones de años de evolución cósmica.

En nuestro nuevo escenario, el universo preexistente no fue nunca fluctuante al azar; estaba en un estado muy específico: espacio vacío. Lo que esta teoría afirma - y que debe probarse- es que la manera más probable de crear universos como el nuestro de un estado preexistente es ir a través de un período de inflación, en vez de fluctuar directamente. Nuestro univeso, en otras palabras, es una fluctuante pero no uno azaroso.

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Este escenario, propuesto en 2004 por Jennifer Chen de la Universidad de Chicago y yo, provee una provocativa solución al origen de la asimetría en nuestro universo observable: vemos sólo una pequeña parte de toda la imagen, y ese campo mayor es simétrico en el tiempo. La entropía puede crecer sin límite a través de la creación de nuevos univesos.

Aún mejor, esta historia puede ser contada hacia atrás y hacia adelante en el tiempo. Imagine que empezamos con espacio vacío en cierto momento particular y lo vemos evolucionar hacia el futuro y hacia el pasado. (Va hacia ambos lados porque no estamos presumiendo una unidireccional flecha del tiempo). Los bebés universos fluctúan hacia la existencia en ambas direcciones del tiempo, finalmente vaciándose y dando a luz sus propios bebés. A escalas ultragrandes, semejante multiverso se vería estadísticamente simétrico con respecto al tiempo - ambos, pasado y futuro, tendrían nuevos universos fluctuando hacia la vida y proliferando. Cada uno de ellos experimentaría una flecha del tiempo, pero la mitad tendrían una flecha que estaría en reversa con respecto a la flecha de otros.

La idea de un universo con una flecha del tiempo hacia atrás podría parecer alarmante. Si conociéramos a alguien de un univeso así, ¿se acordarían del futuro? Felizmente, no hay peligro para tal encuentro. En el escenario que estamos describiendo, los únicos lugares donde el tiempo parece ir hacia atrás están enormemente lejos en nuestro pasado, mucho antes del big bang. En medio hay una amplia expansión del universo en la que el tiempo no parece correr en absoluto; casi no existe materia y la entropía no evoluciona. Cualquier ser que viva en una de estas regiones de tiempo revertido no nacería viejo y moriría joven, ni nada fuero de lo ordinario. Para ellos, el tiempo fluiría en una forma convencional. Sería sólo al comparar su universo con el nuestro que algo parecería fuera de lo normal: nuestro pasado es su futuro y viceversa. Pero semejante comparación es puramente hipotética, ya que no podemos llegar allí y ellos no pueden llegar aquí.

Por ahora, el jurado está fuera de nuestro modelo. Los cosmólogos han contemplado la idea de bebés universos por muchos años, pero no entendemos el proceso de nacimiento. Si las fluctuaciones cuánticas pudieran crear nuevos universos, también podrían crear muchas otras cosas - por ejemplo, una galaxia entera. Para que un escenario como el nuestro explique el universo que vemos, debe predecir que la mayoría de las galaxias surgen en el período posterior al big bang - como eventos y no sólo fluctuaciones en otro universo vacío. Si no, nuestro universo parecería muy anormal.

Pero la lección para llevarnos a casa no es un escenario particular para la estructura del espacio-tiempo a ultragrandes escalas. Es la idea que una increíble característica de nuestro cosmos observable - la flecha del tiempo, surgiendo de condiciones de muy baja entropía en el universo temprano- puede proveernos pistas acerca de la naturaleza del universo no-observable.

Como se mencionó al principio de este artículo, es bueno tener una imagen que concuerde con los datos, pero los cosmólogos quieren más que eso: buscamos un entendimiento a las leyes de la naturaleza y de nuestro particular univeso en la que todo tenga sentido para nosotros. No queremos ser reducidos a aceptar las extrañas características de nuestro universo como hechos brutos. La dramática asimetría del tiempo de nuestro cosmos observable parece ofrecernos una pista sobre algo más profundo -un clave hacia el funcionamiento esencial del espacio y el tiemp. Nuestra tarea como físicos es usar esta y otras pistas para armar una poderosa imagen.

Si el universo observable fuera todo lo que existe, sería casi imposible dar cuenta de la flecha del tiempo en una forma natural. pero si el universo a nuestro alrededor es un pequeña parte de una imagen mucho mayor, nuevas posibilidades se presentan. Podemos concebir nuestro porción de universo como una pieza de un rompecabezas, parte de la tendencia de un sistema mayor para incrementar su entropía sin límites en el pasado lejano y el futuro distante. Parafraseando al físico Edward Tyron, el big bang es fácil de entender si no es el comienzo de todo sino una de esas cosas que ocurren de tiempo en tiempo.

Otros investigadores están trabajando en ideas similares, y más y más cosmólogos están tomando seriamente el problema que genera la flecha del tiempo. Es suficientemente fácil ver la flecha -todo lo que debe hacer es mezclar un poco de leche a su café. Mientras lo revuelve, puede contemplar cómo es simple acto puede ser rastreado todo el camino hacia el comienzo de nuestro universo observable y quizás más allá.

Esta historia fue impresa originalmente como “El comienzo cósmico de la flecha del tiempo”.

Acerca del autor
Sean M. Carroll es un investigador senior asociado en física en el California Institute of Technology. Su investigación alcanza la cosmología, física de partículas y la teoría general de la relatividad de Einstein, con particular experiencia en energía oscura. Ha sido galardonado con becas de investigación de las fundaciones Sloan y Packard, así como el Consejo de Enseñanza de Estudiantes Gradudados de M.I.T y la Universidad Villanova. Fuera de lo académico, Carroll es mejor conocido como un contribuyente al blog Cosmic Variance, que no es sólo uno de los blogs de ciencia más serios sino la forma en que conoció a su esposa, la escritora de ciencia Jennifer Ouellette.

Preguntas frecuentes de La Flecha del Tiempo
Si la entropía siempre se incrementa, ¿cómo se forman los objetos de baja entropía?
La ley de entropía se aplica a sistemas cerrados. No prohibe el decrecimiento de la entropía en sistemas abiertos, incluyendo gallinas. Una gallina toma energía y realiza un gran esfuerzo en producir un huevo.

¿Ningún proceso de partículas tiene una flecha del tiempo?
El decaimiento de algunas partículas elementales, como los kaons neutrales, ocurren más frecuentemente en una dirección del tiempo que en otra. (Los físicos no necesitan viajar atrás en el tiempo para observar esta asimetría, ellos infieren esto de experimentos sobre propiedades de las partículas). Pero estos procesos son reversibles, a diferencia del crecimiento de la entropía, por lo que no explican la flecha del tiempo. El modelo estándar de la física de partículas no parece ser de ayuda en explicar la baja entropía del universo temprano.

¿La mecánica cuántica tiene una flecha del tiempo?
De acuerdo a la interpretación estándar de la mecánica cuántica, la medición de un sistema causa una función de onda que “colapsa”, un proceso que es asimétrico en el tiempo. Pero la razón de que las funciones de onda colapsen pero nunca “des-colapsen” es la misma razón por la que los huevos se rompen y no se “des-rompen”, porque el colapso incrementa la entropía del universo. La mecánica cuántica no explica porqué la entropía fue baja en primer lugar.

¿Porqué recordamos el pasado y no el futuro?
Formar una memoria confiable requiere que el pasado esté ordenado - esto es, tenga una baja entropía. Si la entropía es alta, casi todos los “recuerdos” serían fluctuaciones al azar, completamente desvinculadas de lo que realmente pasó en el pasado.

¿Es testeable la teoría del multiverso?
La idea de que el univeso se extiende mucho más allá de lo que vemos no es realmente una teoría - es una predicción hecha por ciertas teorías de la mecánica cuántica y gravedad. La verdad es que es una predición difícil de probar. Pero todas las teorías de la física nos fuerzan a ir más allá de lo que podemos ver directamente. Por ejemplo, nuestro mejor modelo actual para el origen de la estructura cósmica, el escenario inflacionario, requiere que entendamos las condiciones incluso antes de la inflación

De acuerdo a Tegmark, “todo lo que existe es matemáticas”. En su teoría, la hipótesis del universo matemático, actualiza la física cuántica y la cosmología con el concepto de muchos universos paralelos habitando en múltiples niveles del espacio y tiempo. Al posar su hipótesis en el cruce entre la física y la filosofía, se remonta a la clásica pregunta de los Griegos:¿Qué es real?

El científico prosiguió con su hipótesis, a sabiendas de que tan alocada idea podría perjudicar su reputación. Pero empujado por su optimismo y pasión, continuó adelante.

“Aprendí rápidamente que si me enfocaba exclusivamente en estas grandes cuestiones terminaría trabajando en McDonalds”, dice Tegmark y continúa: “Así que desarrollé una estrategia de Dr. Jekyll y Mr. Hyde en la que, al aplicar para un trabajo, ponía de relieve mi trabajo principal. Y luego, por mi lado, perseguía intereses más filosóficos”. Hoy es profesor en el Instituto de Tecnología de Massachusetts y tiene una buena reputación entre los mejores físicos del mundo.

En estos días, Tegmark es un hombre ocupado. Con su esposa, la cosmóloga brasilera Angelica de Oliveira-Costa, equilibra la ciencia con la demanda de criar dos jóvenes chicos. El entrevistador es el astrofísico teórico Adam Frank de la Universidad de Rochester, Nueva York.

Max, tú has ganado una reputación por pensar en cuestiones fuera de lo común, incluso para un cosmólogo. ¿Siempre has reflexionado sobre cuestiones profundas como la vida, el Universo y Todo lo demás?
No. Estaba muy confudido de joven. Llegué a eso bastante tarde y no había nadie con quien hablar de filosofía cuando era adolescente. Tenía un amigo en la secundaria que hacía las cosas de forma opuesta a los demás. Si la gente mandaba cartas en sobres rectangulares, él habría hecho sobres triangulares. Recuerdo el pensar:”Eso está bueno. Así es como quiero ser”.

¿Es por eso que decidiste ir hacia la física?
En realidad, mi padre es un matemático y siempre era de alentarme acerca de las matemáticas, pero la física era aburrida en la secundaria. Así comencé a estudiar economía.

Esa fue una elección interesante. ¿Cuándo reapareció la física otra vez?
Un amigo me dio un libro, Seguramente está bromeando, Mr. Feynman (“Surely You’re Joking, Mr. Feynman!”) por el físico Richard Feynman. Era sobre elegir casilleros y chicas. No tenía nada que ver con la física, pero entre líneas decía fuerte y claro “Amo la física!”. No podía entender cómo eso era la misma materia aburrida de la secundaria. Realmente me picó la curiosidad.

¿De qué forma?
Si tú ves un hombre mediocre caminando en la calle del brazo de Cameron Díaz, te dices a tí mismo:”Me estoy perdiendo algo aquí”. Así que empecé a leer las conferencias de Feynman sobre física y estaba como..whoa! ¿cómo no me dí cuenta antes de esto?

¿Así que cambiaste de carrera?
Umm, no. No se paga el colegio en Suecia, por lo que fui capaz de enrolarme en una universidad diferente para hacer física sin decirles que ya estaba estudiando economía.

¿Fuiste a dos universidades al mismo tiempo?
Yeah. Como puedes ver, estaba confundido. Se me complicó en algunos momentos. Tenía exámenes en ambos lugares el mismo día, y tenía que ir en bicicleta realmente rápido.

¿Fue en la universidad donde comenzaste a pensar acerca de las grandes cuestiones?
Estaba tomando la única clase de física cuántica ofrecida y cuando llegué al capítulo sobre las mediciones sentí que seguramente me estaba perdiendo algo.

Te refieres acerca de cómo el observador parece afectar la medición de lo que está siendo observado.
Correcto. Existe esta bella ecuación matemática en la teoría cuántica llamada ecuación de Schrödinger. Usa algo llamado la función de onda para describir el sistema que estás estudiando -un átomo, un electrón, lo que sea- y todas las formas posibles en que el sistema puede evolucionar. La perspectiva usual de la mecánica cuántica es que en cuanto mides algo, la función de onda literalmente colapsa, pasando de un estado que refleja todos los resultados posibles a un estado que refleja sólo uno: el resultado que ves en el momento en que la medición se realizó. Parecía loco para mí. No entendía porqué se suponía que usara la ecuación de Schrödinger antes de medir el átomo, pero luego, al medirlo, la ecuación no aplicaba. Por lo que tomé coraje y golpeé la puerta de uno de los físicos más famosos en Suecia, un hombre en el comité Nobel, pero me hechó. No fue hasta años después que tuve esta revelación de que no era yo quien no lo entendía, era él!

Es un bello momento en la educación de un científico cuando te das cuenta que estas personas en posiciones más altas de poder no tienen todas las respuestas. Por lo que tomaste tus preguntas acerca de la ecuación de Schrödinger y el efecto en las mediciones contigo cuando partiste a los Estados Unidos y tu doctorado en Berkeley
Allí fue donde comenzó todo para mí. Tenía este amigo, Bill Poirier, y pasamos horas hablando sobre ideas locas en física. Me ponía nervioso porque yo argumentaba que cualquier descripción fundamental del universo debería ser simple. Para molestarlo, decía que podría haber un universo entero que fuera nada más que un dodecaedro, una figura de doce lados que los Griegos describieron 2500 años atrás. Por supuesto, sólo lo estaba embromando, pero luego, cuando pensé más en ello, me emocioné acerca de la idea de que el universo fuera realmente nada más que un objeto matemático. Eso me dejó pensando que cada objeto matemático es, en un sentido, su propio universo.

Desde el comienzo intentaste publicar esta idea radical. ¿Te preocupaste acerca de si afectaría a tu carrera?
Anticipé problemas y no envié hasta haber aceptado una cita posdoctoral en la Universidad Princeton. Mi primer paper fue rechazado por tres revistas. Finalmente conseguí una un reporte de buena referencia de Annals of Physics, pero el editor lo rechazó por ser muy especulativo.

Espera…eso no se supone que ocurra. Si un referí gusta de un paper, usualmente es aceptado.
Eso es lo que pensé. Fui afortunado en ser amigo de John Wheeler, un físico teórico en Princeton y uno de mis mayores héroes en física, quien recientemente falleció. Cuando le mostré la carta de rechazo, él dijo:”Extremadamente especulativo? Bah!” Luego me recordó que algunos de los papers originales de mecánica cuántica también fueron considerados extremadamente especulativos. Por lo que escribí una apelación a Annals of Physics e incluí los comentarios de Wheeler. Finalmente, los editores lo publicaron.

Aún así, no era tu medio de vida. Hiciste tu doctorado y postdoc en cosmología, un tema totalmente distinto.
Es irónico que mi protección para estos intereses más filosóficos fue la cosmología, un campo que usualmente fue visto como excéntrico también. Pero la cosmología se fue gradualmente más respetable porque la tecnología informática, del espacio y de detección se combinaron para darnos una avalancha de fabulosa información acerca del universo.

Hablemos de tu esfuerzo por entender el problema de la medición al proponer universos paralelos -o como los llamas en total, el multiverso. ¿Puedes explicar universos paralelos?
Hay cuatro niveles distintos de multiverso. Tres de ellos han sido propuestos por otras personas, y yo añadí el cuarto, el universo matemático.

El artículo continuará en la segunda parte donde se la entrevista lleva a la explicación de Tegmark sobre los distintos niveles de multiverso.